• • • ••
• • • •
• • • ••
• • • •
• • • ••
• • • •
• • • ••
• • •
• • • ••
М.Г.КРОШКИП
ФИЗИКО-
ТЕХНИЧЕСКИЕ
ОСНОВЫ
КОСМИЧЕСКИХ
ИССЛЕДОВАНИЙ
» ••
• • •••
» ••
• • •••
• • • •
• • • ••
• • • •
• • • ••
• • • •
• • • ••
• • • ••
• ••
• • •
• • •
• • • ••
• • • ••
• • • •
• • • ••
• • • •
• • • ••

Ж. Г. КРОЖКИН
ФИЗИКО-
ТЕХНИЧЕСКИЕ
ОСНОВЫ
КОСМИЧЕСКИХ
ИССЛЕДОВАНИЙ
ш
ИЗДАТЕЛЬСТВО
«МАШИНОСТРОЕНИЕ»
Москва 1969

УДК 629.78.001.5
Книга посвящена результатам исследований физических
характеристик околоземного и межпланетного пространства
и влиянию космических условий на конструкцию космического
аппарата и материалы, из которых он изготовлен. Из
обширного комплекса космических исследований рассматриваются
только те, которые так или иначе связаны с техническими
аспектами общей проблемы космических полетов. Это
электромагнитные излучения Солнца и радиационные характеристики
окрестностей планет, космические лучи, солнечный ветер и
захваченная геомагнитным полем радиация. Это само
геомагнитное поле, верхняя атмосфера Земли, ионосфера и вариации их
характеристик в зависимости от солнечной активности и от
других параметров, а также данные о распределении
метеорных частиц в межпланетном пространстве.
Приводимые результаты исследований являются в
основном экспериментальными данными, которые получены во
время полетов ракет и спутников Земли в первом десятилетии
космической эры. По ходу изложения, там, где
экспериментальных данных для выводов недостаточно или они еще
отсутствуют, рассматриваются и теоретические вопросы, а также
данные, полученные путем наземных наблюдений. Эта часть
книги, являющаяся систематизированным обзором
опубликованных данных о результатах космических исследований,
может представлять интерес для инженеров и научных
сотрудников, занимающихся космическими исследованиями.
Во второй части книги рассматривается влияние
космических условий на материалы, элементы конструкций и
отдельные системы космических аппаратов. К таким вопросам
относится влияние вакуума на материалы, силу трения и смазку,
влияние ионизирующих излучений на материалы вообще и на
полупроводники в частности, а также возможные
повреждения космических аппаратов от метеорных частиц. Приводятся
сведения о мерах, повышающих стойкость материалов
и надежность конструкций и систем, работающих в
космических условиях.
Книга рассчитана на инженеров, работающих в области
космической техники, вместе с тем она будет полезна и
студентам втузов. Иллюстр. 185, табл. 43, библиогр. 141 назв.
Рецензент проф. Г. В. Петрович
Редактор инж. А. В. Попов
2—6—5
143—68

ПРЕДИСЛОВИЕ
Со дня запуска первого в мире советского искусственного спутника
Земли разные страны получили огромное количество,
экспериментальных данных о Земле и верхней атмосфере, о ближнем космосе и
межпланетном пространстве, об излучениях Солнца и галактических
космических лучах, о Луне, Венере и Марсе, о физических процессах,
развивающихся в космосе. Эти данные настолько обширны по своему
содержанию, что дать полный обзор их в рамках одной книги не
представляется возможным. В то же время знание общих характеристик
космического пространства и протекающих в нем процессов так же, как
и знание возможных их влияний на материалы и конструкцию
космического корабля становится необходимостью для широкого круга
читателей, не ограничиваемого только специалистами, работающими
непосредственно в области космических исследований, и студентами,
собирающимися посвятить себя работе в этой новой, сложной и интересной области
науки и техники. Эти сведения могут привлечь внимание, например, и
авиационных специалистов, учитывая то обстоятельство, что потолок и
скорости современных самолетов непрерывно растут, и авиация
находится на пороге выхода в космос. Это означает, что авиационные
материалы и конструкции в недалеком будущем будут работать в тех
необычных условиях, которые свойственны космосу и космическому полету.
В первой части книги рассматриваются, в основном,
экспериментальные данные, полученные в ходе осуществления космических
исследований. Эти данные могут оказаться исходными для оценки влияния
специфических условий космической среды на материалы и конструкцию
космического корабля или для оценки эффективности его работы в
космических условиях.
Вначале рассматриваются основные физические параметры среды
или явлений, затем те параметры или явления, которые, будучи зависимы
в той или иной степени от основных, в свою очередь, оказывают
соответствующее влияние на другие. Последними рассматриваются
характеристики, либо совсем независимые, либо слабо зависимые от других и не
влияющие на них.
Вторая часть книги посвящена результатам исследования влияния
специфических условий космоса на материалы, элементы конструкций
и системы космических аппаратов. Эти воздействия и обусловливают те
основные специфические трудности и проблемы, с которыми приходится
сталкиваться при разработке космических аппаратов и осуществлении
2377 3

космических исследований. Приводимые здесь данные не следует
рассматривать как справочные, они могут использоваться, как правило,
только для грубых оценок. И это потому, что, во-первых, в силу новизны
вопросов и недостаточной их изученности приводимые данные очень
часто имеют широкий диапазон значений и отклонений и, во-вторых, те
данные, которые приводятся по зарубежным литературным источникам,
относятся к маркам материалов, отличным от тех, которые применяются
в отечественном машиностроении и приборостроении.
При написании книги автором использована как советская, так и
зарубежная научно-техническая литература, часть которой приводится
в библиографии. Основные источники, использованные при написании
тех или иных разделов, указаны рядом с названиями этих разделов,
а ссылки на источники более узкого характера приводятся в тексте
и в подписях под рисунками.

Часть I
ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ОКОЛОЗЕМНОГО
И МЕЖПЛАНЕТНОГО ПРОСТРАНСТВА, УСЛОВИЯ
НА БЛИЖАЙШИХ НЕБЕСНЫХ ТЕЛАХ
1.1. ЭЛЕКТРОМАГНИТНОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ
СОЛНЦА. АКТИВНОСТЬ
ОБЩИЕ ДАННЫЕ О СОЛНЦЕ [45], [70], [91], [129]
Основным источником излучений, регистрируемых космическими
аппаратами в ближней и дальней окрестности Земли и в межпланетном
пространстве, является Солнце. Лишь далеко за пределами солнечной
системы, на расстоянии примерно 2500 астрономических единиц * от
Солнца, поток излучения Солнца становится соизмеримым с потоком
суммарного излучения всех звезд, приходящим в окрестности Земли. Для
сравнения можно сказать, что расстояние от Солнца до последней
планеты солнечной системы — Плутона — составляет 39,5 а. е., а до
ближайшей к солнечной системе звезды — около 300 000 а. е.
Источником этого потока энергии являются термоядерные
процессы, происходящие в глубинах Солнца. Предполагается, что температура
внутренних областей Солнца достигает 40 млн. градусов. Весь поток
излучения передается к внешним частям Солнца радиационным путем
п только в области, расположенной непосредственно под видимой
поверхностью Солнца, имеет место конвективный процесс передачи
энергии.
Фотосфера, дающая основной поток излучения, — видимая
поверхность Солнца — имеет температуру около 6000° К. Фотосфера Солнца
в действительности представляет собою очень тонкий слой, толщиной
всего несколько сот километров. Непрерывный спектр излучения
фотосферы — это средневзвешенное спектров абсолютно черных тел,
температура которых изменяется от 4500 до 7500° К, что и позволяет
определить среднюю температуру фотосферы, близкую к приведенной выше
величине 6000° К. Лучи, поступающие от краев солнечного диска,
проходят сквозь относительно большие толщи вещества, поэтому от глубоких,
более горячих слоев фотосферы приходит сравнительно меньший поток
излучения — имеет место так называемое потемнение к краю диска.
Кроме того, относительно более коротковолновая часть излучения
проникает сквозь большие толщи вещества с гораздо большим трудом, чем
длинноволновая часть, поэтому наряду с потемнением имеет место и
покраснение излучения к краю диска. В результате этого оказывается, что тем-
* 1 астрономическая единица (1 а. е.)—единица измерения расстояний в
космосе, равная среднему расстоянию от Земли до Солнца или приблизительно 150 млн. км
(точнее—1,49457 • 108 км). Вследствие эллиптичности земной орбиты эта единица
изменяется в течение года примерно на 5 млн. км.
5

пература черного тела, излучение которого наиболее близко
соответствует излучению краев диска, имеет несколько меньшую величину, а
средняя температура черного тела, полученная в результате интегрирования
потока излучения Солнца по всему диску, составляет около 5750° К.
При наблюдении в телескоп поверхность фотосферы представляется
покрытой как бы сетью своеобразных клеток — так называемыми
гранулами (рис. 1.1.1). Это, очевидно, верхушки конвективных ячеек, где
имеют место восходящие потоки из нижележащего
конвективно-неустойчивого слоя. Компенсационные, направленные вниз движения имеются по
границам гранул. С теоретической точки зрения механизм образования
гранул остается все еще одной из нерешенных проблем физики Солнца.
Рис. 1.1.1. Вид фотосферы Солнца
Согласно современным представлениям о динамике фотосферы в ней
существуют восходящие потоки горячего газа, опускающиеся газовые
массы и стационарные области со средними характеристиками.
Полученные на основании этой модели максимальные (21%) и
среднеквадратичные (7,4%) разности в яркости гранул согласуются с
экспериментальным исследованием разности яркости гранул и их температуры. Большая
часть вещества содержится при этом в экстремальных газовых столбах
(с минимальной и максимальной температурами). Поэтому иногда при
рассмотрении тех или иных проблем достаточно учитывать наличие лишь
этих областей.
Что касается динамических свойств фотосферы, считается., что
крупномасштабные конвективные восходящие и нисходящие движения
вещества уменьшаются от 2 км - сек~1 на оптических глубинах т0=1,0 и до
нуля на to = 0,08. Выше этого уровня уже не существует никакого
восходящего движения и возможны два других вида движения. Поле волн сжатия,
возникающих от солнечной конвективной зоны, проявляется в
более высоких слоях как «микротурбулентная» вертикальная компонента
скорости. Она возрастает от малых величин в глубоких областях
фотосферы до 1,5 км - сек~1 на т0 = 0,12 и до 2,5 км- сек~1' на т0=0,012. Кроме
того, было обнаружено поле пульсаций, имеющих период пульсаций
около 300 сек в фотосфере и около 200 сек в верхней хромосфере.
Если бы фотосфера находилась в строгом радиационном
равновесии, ее температура уменьшалась бы с высотой монотонно до величин
3400° К для очень малых оптических глубин. Однако имеются основания
полагать, что температура снижается лишь до 4500° К и увеличивается
в хромосфере. Это возрастание объясняется диссипацией энергии волн
б

сжатия в верхних слоях фотосферы. Во все более и более высоких слоях
эта диссипация становится все более эффективной и приводит к
образованию хромосферы и короны.
Хромосфера, расположенная выше фотосферы, светящаяся, но почти
прозрачная атмосфера Солнца состоит из сильно разреженных газов.
Нижний слой этой атмосферы имеет толщину около 500 км и называется
обращающим слоем, а верхний, простирающийся на 12—14 тыс. км,
называется хромосферой. В обычных условиях хромосфера состоит из
тесно расположенных друг к другу спикул — маленьких струйных
протуберанцев, живущих всего несколько минут. В области ниже 6000 км
хромосфера является сложной неоднородной областью, где температура
составляющих ее ячеек может различаться на десятки тысяч градусов (от
4000 до 30000° К). Выше 6000 км температура довольно резко
возрастает до нескольких сотен тысяч градусов у основания расположенной выше
хромосферы солнечной короны.
Структура хромосферы и переходной области (к короне) полностью
определяется процессами диссипации механической энергии и
последующей потери этой энергии диссипации путем излучения или
теплопроводности. Интенсивность потока механической энергии в верхних областях
фотосферы составляет примерно 108 эрг- см~2 • сек~1, в верхней части
хромосферы она уменьшается до величин порядка 106 эрг- см~2 • сек~1,
а у основания короны — до 105 эрг • см~2 • сек~1. Если бы на Солнце не
существовало этого потока механической энергии, то не существовало
бы ни хромосферы, ни короны, а Солнце имело бы чрезвычайно тонкую,
вследствие большого тяготения, атмосферу с «граничной температурой»
порядка 3400° К. Различия в величинах потоков механической энергии
в областях с сильными и слабыми магнитными полями и различные
способы диссипации этой энергии в различных областях и определяют как
общую структуру спокойной хромосферы в областях, свободных от
магнитных полей, так и структуру в магнитно-спокойных и возмущенных
областях.
Существующие в верхней хромосфере и проникающие в корону спи-
кулы излучают в линии Яа ив других спектральных линиях, связанных
с низким возбуждением атомов. Это означает, что температура спикул
относительно невелика — около 20 000° К, что почти на два порядка ниже
температуры короны.
Хромосфера является источником коротковолнового излучения и
радиоизлучения, а также и источником корпускулярного излучения. Все эти
излучения резко изменчивы во времени, зависят от уровня солнечной
активности. В связи с тем, что коротковолновое излучение Солнца —
ультрафиолетовое и рентгеновское — не проникает сквозь земную атмосферу,
эта спектральная область, а следовательно, и сама хромосфера начали
исследоваться лишь недавно, с появлением современных ракет и
запуском спутников. Здесь важно отметить и другое обстоятельство.
Поскольку коротковолновое излучение и радиоизлучение генерируются
примерно в тех же самых областях хромосферы и примерно одинаково
зависят от солнечной активности, то оказалось возможным пользоваться
наземными наблюдениями радиоизлучения в сантиметровом и
дециметровом диапазонах волн для суждения о влиянии солнечной активности
на верхние слои атмосферы. Дело в том, что состояние атмосферы
определяется именно интенсивностью поглощаемого ею коротковолнового
излучения, которое, как отмечалось, в свою очередь, коррелирует с
интенсивностью радиоизлучения.
Корона Солнца не имеет резкой границы с хромосферой. Она
состоит из очень сильно разреженных газов и простирается далеко в
межпланетное пространство. Высказывались предположения, что даже
Земля расположена во внешней части короны Солнца. Температура короны
7

очень высока — достигает 1 000 000° К, причем столь высокие значения
температуры сохраняются, по крайней мере, на удалении двух
солнечных радиусов от поверхности Солнца. Интенсивность коронального
излучения составляет приблизительно одну миллионную часть излучения
Солнца, причем это в основном рассеянное электронами короны
непрерывное излучение фотосферы. В короне (и в активных областях
хромосферы) образуется большая часть рентгеновского излучения Солнца.
Это следует из рассмотрения идеализированного спектра излучения
спокойного Солнца (рис. 1.1.2). Оказывается, что он как бы состоит из
двух частей — коротковолновой, охватывающей область спектра от
гамма-лучей включительно и до ультрафиолетовой (УФ) области ^^ 1500 А,
70
lQ-zo\
1
5 10 Z0 50 /00 200 о5001-W3 3-Ю3 1-1Q1* 3'W *
Длина воляо/\_А\
Рис. 1.1.2. Идеализированный спектр электромагнитного излучения
Солнца
и второй, простирающейся от ближней УФ области ^ 1500 А через
видимую часть спектра и до инфракрасного (ИК) излучения включительно
(3 мк). Уже один этот факт заставляет предполагать
существование двух источников излучения — одного высокотемпературного, но са
сравнительно невысокой интегральной интенсивностью излучения, и
второго — сравнительно низкотемпературного, излучающего основную часть
энергии. С удалением от Солнца поток излучения короны резко убывает
(вклад областей короны, расположенных на расстояниях более чем один
радиус Солнца, составляет всего 2% от полного потока излучения
короны).
Отметим, что излучение короны может оказаться существенным
либо для спутников Луны, либо для межпланетных космических аппаратов,
поскольку в окрестностях планет, имеющих атмосферу, излучение
короны Солнца оказывается существенно меньше излучения Солнца,
преломленного или рассеянного в атмосфере.
Свет короны состоит из трех составных частей:
L-корона — это линейчатый спектр, излучаемый полностью
ионизированной плазмой. Поскольку корональные линии обусловлены
процессом, подобным рекомбинационному, интенсивность излучения L-короны
зависит от произведения Ns-N^Nl (#э — концентрация электронов,
Л/"и — концентрация ионов) и поэтому быстро уменьшается с увеличением
расстояния от Солнца;
/(-корона — это свет, рассеянный свободными электронами коро-
нальной плазмы. Интенсивность пропорциональна NQ, поэтому
интенсивность излучения /(-короны убывает с увеличением расстояния от
Солнца значительно медленнее, чем интенсивность излучения L-короны.
Этот свет поляризован и вследствие высоких скоростей электронов не
содержит фраунгоферовых линий;
8

f-корона — это солнечный свет, рассеянный пылевыми частицами,
расположенными на линии зрения на сравнительно больших
расстояниях от Солнца — больше четырех радиусов Солнца. Спектр аналогичен
спектру Солнца и содержит фраунгоферовы линии.
Последние две компоненты могут быть разделены путем
исследования поляризации и глубины фраунгоферовых линий, что в конечном
счете делает возможным определение концентраций электронов NQ в короне
Солнца. Результат такого определения для четырех различных
состояний короны приведен на рис. 1.1.3.
На графике четко обнаруживаются различия в концентрации
электронов в короне для экваториальных и полярных областей в годы
максимума и минимума солнечной активности.
Корона Солнца не симметрична и форма ее изменяется с течением
времени. Во время минимума солнечной активности корона имеет
большую протяженность в экваториальной плоскости, нежели в других
направлениях, а также длинные и тонкие полярные лучи, идущие от
полюсов. Во время максимума активности полярные лучи выражены менее
четко и протяженность короны оказывается примерно одинаковой во всех
направлениях. Кроме того, радиоастрономическими методами в строении
короны обнаруживаются и локальные неоднородности — «горячие
пятна», расположенные над активными областями хромосферы. Иногда эти
неоднородности оказываются непосредственно связанными с активными
областями. Результаты радионаблюдений дают основание полагать, что
внешняя корона Солнца представляет систему слабо связанных между
собой облаков высокоионизированной плазмы.
Общая характеристика спектральных диапазонов, в которых
излучает та или иная область Солнца, может быть дана в следующем виде:
Область Солнца
Фотосфера
Переходная область фотосфера—хромосфера
Хромосфера
Переходная область хромосфера—корона
Спокойная корона
Активные области короны
Солнечные вспышки
„Тепловое" излучение
Нетепловые всплески
Спектральный диапазон
>1800 А
1200—2000 А
900—1800 А
100—1000 A, Ly—a
10—200 А
5—100 А !
j 1—50 А
0,01—10 А
Графическое распределение электронных температур для различных
областей атмосферы Солнца с указанием спектральных участков,
излучаемых той или иной областью фотосферы, хромосферы и короны,
приведено на рис. 1.1.4.
Общее представление о Солнце, его строении и протекающих на нем
физических процессах требует знания магнитного поля Солнца. Уже на-
9

\ J С пи кулbi
Хромосфера
^Зкватор, max (1357)
\\ ^. Полюс,
~ ^ У(тах(!957)\
3 J,5 Ь b,S 5 5,5lgl{KM\
Рис. 1.1.3. Концентрация электронов в-
хромосфере и короне Солнца
/О1
10
5 L
10"
Корона (1,5-Ю6° К)
SUB,439,
ЛрХ, 610,625 521
'Не Ш, 770, 780
У*
-2 -1 0+1 +2
О Ш; 1032,1038
WV, 1239,12^8
' С П7} 15<+8,155J
'(Ы
^ Кангпиниим ..
§->/,
//
^у (oZZ7; 2066,2068)
III
'Линии
'Фраунгосоера
\*Фотосфера-^*— Хромосфера — Корона .
^пекгпр дспышки - Видимые запрещенные линии FellFu т.д.
-400
0 я
ли мо
Обращаю - |
8000 16000
Высота[км\
24000
32000
щи и слои
Рис. 1.1.4. Распределение электронных температур в атмосфере Солнца и
области/из которых приходят электромагнитные излучения с различной длиной волны
10

личие в полярных областях корональных лучей заставляет предполагать
существование общего дипольного магнитного поля Солнца, вдоль
силовых линий которого и вытягиваются корональные лучи. Правда, это ди-
польное поле является слабым — его магнитная индукция составляет
всего небольшую долю гаусса. Четко выраженное в полярных областях,
в средних гелиографических широтах дипольное поле сливается в
тороидальное поле, которое в особенности во время активной фазы
маскируется несравненно более сильными локальными магнитными полями,
которые, возможно, и образуются за счет тороидального поля. Обнаружено,
что в настоящее время дипольное поле Солнца имеет обратную
полярность по сравнению с той, которую оно имело в 1956 году, в предыдущем
цикле солнечной активности. По-видимому, эта полярность регулярно
изменяется с изменением солнечной активности.
СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ [45], [70], [91]
Уже давно замечено, что Солнце подвержено периодическим
возрастаниям и понижениям активности. Наиболее заметные изменения
активности — это появление и исчезновение на видимой поверхности Солнца
темных пятен и групп пятен.
Солнечные пятна — это области, имеющие температуру на
1000—1500° К более низкую, нежели температура окружающих их
областей фотосферы. Это различие в температурах и приводит к тому, что
пятна представляются темными. Размеры пятен весьма различны — от
межгранулярных до областей в 100 000 км диаметром. Средняя
длительность существования отдельного пятна тем больше, чем больше его
размеры. Наибольшие по размерам группы солнечных пятен существуют до
нескольких месяцев.
В деятельности Солнца отмечаются периоды, когда пятна
появляются относительно часто и в большом числе, и периоды, когда солнечные
пятна практически отсутствуют. Уже давно замечено, что эти изменения
имеют одиннадцатилетний цикл. Замечено, кроме того, что на эти,
одиннадцатилетние колебания солнечной активности наложены другие
колебания, происходящие с более длительным периодом. Эти изменения
активности представлены на рис. 1.1.5, где можно различить как
одиннадцатилетнюю так и более долгопериодическую гармонику в изменении
активности (возрастание максимума пятен и главное — возрастание
частоты вспышек).
Наблюдения за изменением солнечных пятен позволили создать
и первый критерий солнечной активности, так называемое число Вольфа:
Nw=kw(fw+I0gw),
где kw — эмпирический коэффициент;
fw — число отдельных пятен, которые объединены в группы gw.
Следующий максимум солнечной активности, имевший место
в 1957—1959 гг. и не изображенный на приведенном рисунке, был еще
более интенсивным, чем максимум 1947—1949 гг. В дальнейшем, очевидно,
должен начаться спад солнечной активности и последующие максимумы
будут все менее резкими.
Солнечная активность характеризуется не только числом солнечных
пятен, но и областью, где они появляются. В начале цикла, в его
минимуме, пятна обнаруживаются на гелиографических широтах 35—40\
С развитием цикла они появляются во все более низких широтах и
только в конце его — в экваториальных областях. Солнечные пятна имеют
тенденцию к смещению по долготе.
В области пятен происходит интенсивная циркуляция вещества.
В верхней части пятен — в фотосфере — она направлена к центру пятна
11

и в нижней части — к его периферии. Это движение вещества наглядно-
представлено на фотографии солнечных пятен, приведенной на рис. 1.1.6.
С пятнами связаны очень сильные локальные магнитные поля, по
большей части перпендикулярные к поверхности Солнца. Магнитная
индукция их может достигать нескольких тысяч гауссов. Очень часто пятна
появляются парами противоположной магнитной полярности, но и
одиночные пятна обычно бывают связаны с биполярными магнитными
полями. До появления пятна магнитные поля почти не наблюдаются в
месте будущего пятна, зато после его исчезновения они наблюдаются еще
^чень долго. Пятна, появляющиеся в противоположных полушариях,
30 0
солнечные пятна 1939 -1959- \
800\ вспышки класса 1 1935-1957 I.
вспышки класса 2 1935 ~ 1959 \
с§ 700 V — •" Вспышки класса Z 1954 ' 1959 \
1935 1933 1993 1997 1951 1955 1959
Год
Рис. 1.1.5. Цикличность изменения солнечной активности
имеют тенденцию к противоположной полярности, которая изменяет
свой знак при переходе от одного цикла солнечной активности к другому.
Факелы — это более яркие области по сравнению с окружающей их
поверхностью. Размеры их значительно больше, чем размеры гранул, из
которых состоит фотосфера. Они встречаются в более высоких гелиогра-
фических широтах, чем пятна, и в среднем могут охватывать около 10%
солнечного диска. Факелы связаны с пятнами — они окружают все
пятна и группы пятен, но длительность их существования обычно
значительно больше пятен. Как и области пятен, области факелов связаны с
магнитными полями и появление обширных магнитных полей со средней
магнитной индукцией больше 2 гс или же локализованных полей с
магнитной индукцией более 20 гс является предвестником появления
факелов.
Протуберанцы — это вторжения хромосферы в область короны,
имеющие различные формы и различный характер развития. Многие из них
связаны с возмущенными областями вокруг пятен. Создается
впечатление, что появление и развитие протуберанцев определяется локальными
магнитными полями и они подчиняются одиннадцатилетнему циклу
солнечной активности. Наибольшая протяженность протуберанца может
достигать 105 км, что является заметной частью размеров самого
Солнца. Протуберанцы холоднее окружающей короны и менее прозрачны.
Срок жизни — несколько недель, но исчезновение может быть как посте-
12

пенным, так и внезапным. Имеют место и повторные появления того же
самого протуберанца и в том же самом месте.
Форма протуберанцев определяется силовыми линиями
локализованных и сравнительно стабильных магнитных полей. Тонкая структура
протуберанцев — волокнистая. Скорость движения вещества в протубе-
Рис. 1.1.6. Фотография солнечных пятен
ранце достигает нескольких сотен километров в секунду и чаще всего
имеет место вдоль силовых линий.
Волокна и флоккулы. При наблюдениях активных областей в
монохроматическом свете (спектрогелиограммы) тонкие протуберанцы
имеют вид темных волокон, что и послужило поводом для появления этого
названия в описаниях явлений, связанных с солнечной активностью
(рис. 1.1.7). Обнаруживаемые на спектрогелиограммах светлые и темные
червеобразные нити имеют название флоккул. По-видимому, это
небольшие, короткие волокна, проекция небольших протуберанцев или сходные
с ними образования на поверхности Солнца, но возможны и другие объ-
13

яснения. Так, некоторые астрономы считают их хромосферными
выбросами, наблюдаемыми в проекции. Возможно, далее, что они являются
проявлениями в монохроматическом свете холодных и горячих хромо-
сферных областей.
Центры активности (ЦА) — это совокупность всех видимых явлений,
сопровождающих появление солнечных пятен, включая и явления,
наблюдаемые после исчезновения видимого пятна. ЦА проявляются в
фотосфере, в хромосфере и в короне и всегда располагаются в зоне пятен.
Рис. 1.1.7. Спектрогелиограмма
Вначале появляется магнитное поле. Через день или два в этом районе
внезапно появляется маленький яркий факел, в котором через несколько
часов или через сутки зарождаются первые пятна. Одновременно с
развитием пятен и их перемещением факел увеличивает свою площадь,
а вместе с нею зачастую и яркость.
Через несколько дней появляются первые вспышки, которые в
хорошо развитом ЦА возникают лишь на 10—15 сутки. Вспышки тем больше,
чем больше группа пятен и чем быстрее увеличивается их площадь—■
чем активнее группа. Через один оборот Солнца' появление вспышек
практически прекращается и- наступает следующая, вторая стадия
развития ЦА, во время которой факел постепенно теряет свою яркость,
становится все более клочковидным, образуются длинные спокойные
волокна. После 5—10 оборотов Солнца видимый ЦА практически исчезает, но
и после этого в течение некоторого времени продолжает сохраняться УМ
(униполярная магнитная) область, которая содержит спокойные
волокна и, вероятно, связана с длинными лучами в короне.
14

Наблюдается хорошая корреляция между протяженностью факелов,
наблюдаемых в линиях кальция, и возрастаниями дециметрового
радиоизлучения, тогда как всплески радиоизлучения коррелируют с хромо-
сферными вспышками. Корреляция других видов радиовозмущений с
видимым проявлением активности не столь очевидна.
Над фотосферными и хромосферными ЦА располагаются активные
области короны, характеризующиеся увеличенной интенсивностью
зеленой корональной линии (Х=5303 A, Fe XIV). Ее интенсивность
возрастает синхронно с увеличением интенсивности факела, но убывает
значительно быстрее. Это так называемые корональные центры активности,
которые в максимальной стадии своего развития называются также
устойчивыми корональными конденсациями. По сравнению с
окружающими областями короны они обладают большей концентрацией
электронов и более высокой электронной температурой. Эти области следует
различать от более или менее случайных спорадических корональных
конденсаций, имеющих более низкую температуру.
Области короны с повышенной плотностью, всегда располагающиеся
над каждым ЦА, являются источником медленно меняющейся
компоненты радиоизлучения Солнца.
Некоторые активные области короны возникают через 0,5—2 года
после возникновения центра активности и часто разрушаются только
новым ЦА, возникающим на том же месте. Это объясняет факт
существования таких областей в первые годы после максимума солнечной
активности, когда новых ЦА появляется меньше всего.
Возникновение факелов и центров активности и их развитие
определяется магнитными явлениями. Первопричина проявлений солнечной
активности заключается, видимо, в возникновении магнитного поля в
фотосфере и хромосфере.
Вспышки. Все перечисленные виды проявлений солнечной активности
являются типичными и позволяют наблюдать и исследовать развитие
активности Солнца. Однако, все они, по-видимому, не оказывают особенно
сильного влияния на характеристики межпланетной среды, околоземного
пространства и на верхнюю атмосферу Земли. Правда, изменение
интенсивности геоактивных излучений Солнца, связанные с
одиннадцатилетним циклом, приводят к хорошо обнаруживаемым с помощью спутников
таким геофизическим эффектам, как изменение плотности верхней
атмосферы, но это влияние является сравнительно монотонным и регулярным,
точно так же, как и влияние на межпланетную среду, на интенсивность
потока галактических космических лучей, наблюдаемого в пределах
солнечной системы и т. д.
В то же время существуют проявления активности, которые
оказывают самое непосредственное, внезапное и резкое влияние на
характеристики межпланетной среды и околоземного пространства. Это солнечные
или хромосферные вспышки. Вспышки являются катастрофическими
возмущениями, внезапно появляющимися и обычно менее чем через час
после появления постепенно исчезающими.
Ракетные измерения рентгеновского излучения, выполненные на
ранних фазах развития больших вспышек, дают основания предполагать
наличие областей с локальными температурами порядка 108°К.
Визуальная характеристика хромосферной вспышки заключается во
внезапном кратковременном увеличении яркости некоторого,
сравнительно небольшого участка поверхности Солнца. Наблюдаются вспышки
всегда в активных областях и особенно часто в центральных областях
групп пятен.
Вспышки редко наблюдают в видимом свете — в линии На или
линии Са+, — их интенсивность примерно в 10 раз может превосходить
интенсивность излучения окружающих областей хромосферы. При этом
15

вспышки резко выделяются на фоне окружающих областей, что и делает
монохроматические наблюдения предпочтительными.
Вспышки классифицируются прежде всего по их площади (с учетом
перспективных искажений, когда они наблюдаются в периферийных
областях солнечного диска). По этому принципу вспышки делятся на
3 группы, которым приписаны классы 1, 2, 3. К этим основным трем
были добавлены «1—» (или субвспышки), «3 + » (символ 3+ вначале был
введен для вспышек, очень сильно влияющих на геофизические явления)
и более мелкие подклассы 1 + и 2-J-. Ниже приводится классификация
солнечных вспышек (табл. 1.1.1).
Таблица 1.1.1
Класс
1—
1
2
3
3+
Продолжи-
тельность
мин

средняя
—
20
30
60
180

пределы
—
4—43
10—90
20—
155
50—
430
Площадь
вспышки, отнесенная
к площади диска
ХМ-*
средняя
72
160
349
973
—
пределы
< 100
100—250
250—600
600—1200
>1200

Средняя

ширина в
линии
На
о
А
1,5
3,0
4,5
8
15
Приближенная
центральная интенсивность
в линии На по
отношению к соседнему
непрерывному спектру
средняя
0,6
0,8
1,2
1,4
2
во время
быстрого
возрастания
яркости
—
1,5
2,0
2,5
3

Относительная частота

встречаемости
вспышек
классов
1, 2, 3
—
0,72
0,25
0,03 1
~~
Дополнительные классы 1-f- и 2+ приписываются вспышкам в
следующих случаях: 1+ (или 1,5) —площадь такая же, как и у вспышек
класса 1, а центральная интенсивность такая же, как и у вспышек
классов 2 или 3; 2-f- (или 2,5) —площадь такая же, как у вспышек класса 2,
а интенсивность в центре вспышки такая же, как у вспышек класса 3.
Вспышки класса 1 по целому ряду причин довольно трудно
наблюдать. То же самое относится и к субвспышкам. Поэтому, хотя по
количеству их и бывает больше всего (субвспышек бывает больше чем всех
остальных вспышек вместе взятых), надежной статистики этих вспышек
нет.
Большие хромосферные вспышки имеют неправильную волокнистую
структуру (размеры волокон достигают 105ХЮ4 км2), тогда как мелкие
вспышки имеют более округлую форму. Корреляция между площадью
вспышки и максимальной интенсивностью линии На, в которой они
обычно наблюдаются, довольно слабая.
Хромосферные вспышки представляют собою большей частью
(70%) довольно плоские, протяженные и в основном статические
образования, расположенные в хромосфере или непосредственно над нею и
проникающие своей верхней частью в корону. Наиболее высокими
оказываются, видимо, самые маленькие вспышки. Стационарные вспышки
увеличивают свою высоту со скоростью <10 км-сек~1 во время возрастания
яркости.
Хромосферная вспышка может представляться и как единственная
область и состоять из отдельных участков повышенной яркости,
находящихся в области одного и того же пятна или группы пятен. Эти
локальные явления появляются или одновременно или же последовательно один
за другим через короткие промежутки времени. Площадь вспышки уве-
16

личивается, по-видимому, за счет возбуждения новых областей факела,
л ке в результате распространения уже охваченного вспышкой вещества.
Существуют статистические зависимости между относительной
площадью солнечных пятен и вероятностью появления вспышек [91]. Эти
зависимости могут использоваться как ориентировочные, но они
справедливы лишь в среднем для всего цикла солнечной активности, поскольку,
как отмечалось, вероятность появления вспышек на различных фазах
солнечного цикла различна.
Для отдельно взятой группы солнечных пятен была предложена
зависимость
где А/в — вероятная частота появления вспышек;
Sn — площадь группы пятен;
t— время.
Вопрос о том, зависит или нет величина NB от напряженности
магнитного поля группы, окончательно
не решен и мнения на этот счет
разделяются.
Эта зависимость может
использоваться для оценки вероятности
появления вспышек. Графически она
изображена на рис. 1. 1.8.
Вероятность появления
вспышек увеличивается, если пятна
разделяются на части или же
возникают пятна противоположной
полярности. На примере нескольких
больших вспышек, наблюдавшихся в
одной группе, было установлено, что
они происходили одновременно с
медленным непрерывным
изменением строения пятен и характера
магнитного поля.
Вспышки редко появляются в
районе униполярных пятен. Чаще
они появляются в районе
биполярных и наиболее часто — в районе мультиполярных групп со сложным
магнитным полем. Если группа пятен особенно активна в смысле
появления вспышек, то за время прохождения этой группы по диску Солнца
может быть зарегистрировано до 30—50 вспышек (иногда до 80)
различной интенсивности. Имеющиеся данные говорят о том, что вспышки
происходят не в области магнитных полюсов пятен, а в магнито-нейтраль-
ных областях там, где пятна с различной полярностью находятся ближе
всего друг к другу.
Вспышки имеют тенденцию повторяться. Иногда они происходят
в одном и том же месте с интервалами в несколько часов или несколько
дней. Имеются данные, что на восточной половине диска вспышек
бывает больше, чем на западной.
Причиной, приводящей к появлению хромосферных вспышек,
считаются обычно ядерные процессы, протекающие вблизи солнечной
поверхности, но вместе с тем независимо от того, справедливы эти
предположения или нет, вспышки являются не фотосферным, а хромосферным
процессом. Некоторые наблюдения, выполненные с помощью
магнитометра высокой разрешающей способности, говорят о том, что вспышки
связаны с неустойчивостью или даже с разрушением магнитных полей.
-600-Ш-200 О 200 WO 000 800>ASU
Рис. 1.1.8. Вероятность появления хро-
мосферной вспышки как функция
изменения площади солнечного пятна А5П в
течение дня, предшествующего вспышке
(кружочки), и следующего за ней
(крестики) [91]. Площадь 5П выражена в
единицах Ю-6 площади видимой полусферы
2 2377
17

Механизм появления вспышек еще не объяснен. Внезапность их
появления, ускорение потоков частиц до энергий, порою исключительна
больших, количество выделяющейся во время вспышек энергии — все это
требует своего объяснения. Предполагается, что выделяемая во время
вспышек энергия до появления вспышки бывает аккумулирована в
локальных магнитных полях.
ИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА [114], [60]
В настоящем разделе рассматриваются общие характеристики
спектра электромагнитного излучения Солнца. Более детальные данные о
коротковолновом и длинноволновом излучениях Солнца будут изложены-
в соответствующих специальных разделах.
Поток солнечной энергии, падающий в течение одной минуты под
прямым углом на площадку размером в один квадратный сантиметр,
расположенную на определенном расстоянии от Солнца, имеет общее
название «солнечной постоянной».
Исторически эта величина имела смысл только применительно к
земным условиям, т. е. к удалению от Солнца в одну астрономическую
единицу (1 а. е.). За пределами атмосферы солнечная постоянная
составляет около 0,14 вт-см~2. В настоящее время возникает необходимость
в знании величины солнечной постоянной для различных областей
межпланетного пространства. Из геометрических соображений легко может
быть получена для этой величины следующая зависимость:
5 = 3,59. Ю-28- А
R
где S — солнечная постоянная в вт • см~*\
Is—• общая мощность излучения Солнца, равная 3,9XIО26 вт;
R — расстояние от Солнца в а. е.
Относительная интенсивность излучения Солнца в коротковолновой
части спектра по измерениям вне земной атмосферы характеризуется
величинами, приведенными в табл. 1.1.2.
Таблица 1.1.2
Активность Солнца
Максимум
Минимум
Относительная интенсивность \
Луна
1,040
0,962
Земля
1,034
0,967
Венера
1,940
1,885
Марс 1
0,523
т
0,361
Приведенные в таблице данные дают отношения максимальной и
минимальной интенсивностей радиации в районе указанных небесных тел
к интенсивности радиации на 1 а. е. Различие в интенсивностях радиации,
в районе планет объясняется эксцентриситетом их орбит, а в районе
Луны также и ее движением по орбите вокруг Земли. •
Основной поток энергии солнечного излучения приходится на
длины волн ~2200—10000 А или на видимую и ближние УФ и ИК области.
Спектральное распределение солнечной радиации приводится,
в табл. 2.1.1.
Интенсивность излучения Солнца в основной части спектра
практически не зависит от солнечной активности — по некоторым данным
изменения достигают всего 2%. Эта независимость и является основанием
18

считать интегральный поток излучения Солнца постоянной величиной
и ввести в употребление понятие «солнечной постоянной».
По диску Солнца яркость излучения распределена неравномерно.
В центре его она на 22% выше средней яркости. По спектру это
соотношение также не является равномерным: при Я=0,32 мк яркость центра
диска на 47% выше средней, при Я=0,45 мк— на 32%, при Я=0,8 мк —
на 16% и при Я=2,0 мк — всего на 7%.
ПРОХОЖДЕНИЕ ИЗЛУЧЕНИЯ СОЛНЦА
СКВОЗЬ АТМОСФЕРУ ЗЕМЛИ [49]
Этот вопрос важен с точки зрения понимания различия в спектре
излучения Солнца, наблюдаемого на Земной поверхности и в космическом
пространстве. Кроме того, общая характеристика поглощения радиации
Солнца компонентами земной атмосферы представляет интерес и с точки
зрения понимания общего строения земной атмосферы, ее температурной
стратификации, состава, ионосферных характеристик и т. п. Этот вопрос
будет рассмотрен ниже без специального рассмотрения источников
энергии, определяющих разогрев и ионизацию верхней атмосферы Земли.
г км
200
ЩО
N?-^1
з
(озон)
О 500 1000 1500 2000 2500 3000ХА
Рис. 1.1.9. Поглощение ультрафиолетовой солнечной радиации в атмосфере[49]
Наиболее интенсивно поглощается атмосферой коротковолновая
часть излучения Солнца. Поглощающими компонентами здесь являются
в первую очередь N20, N2, 02, NO. Поглощение в диапазоне длин волн
2000—3000 А обусловлено озоном, слой которого расположен в диапазоне
высот 20—60 км.
На рис. 1.1.9 показано поглощение излучения различных длин волн
с указанием поглощающих компонент и высот, выше которых имеет
место полное поглощение. Практически можно считать, что ниже
изображенной на схеме кривой излучение на соответствующей длине волны
отсутствует.
Поглощение водяным паром в этой области невелико, поскольку
содержание пара в верхней атмосфере пренебрежимо мало. Именно этим
обстоятельством и обусловлен некоторый провал на кривой в районе
линии Ly—а (А,= 1215А), хотя именно в этой области и должно было бы
наблюдаться наиболее интенсивное поглощение водяным паром.
Вследствие малого содержания паров Н20 излучение в линии Ly—а может
наблюдаться уже на высотах порядка 90 км.
2*
19

На рис. 1.1.10 показана степень поглощения длинноволновой
радиации Солнца. Основными поглощающими компонентами здесь являются
углекислый газ, пары воды и озон. Поглощение в этой спектральной
области имеет место на существенно меньших высотах г, нежели
поглощение коротковолновой радиации. Наглядное представление об этом дает
нижняя часть рисунка. Она относится к высоте 11 км и показывает
насколько более интенсивным является поток радиации на этой высоте по
сравнению с потоком на уровне Земли (средняя часть рисунка). В
отличие от схемы, иллюстрирующей поглощение коротковолновой радиации
1
i
о;
I
&>Ю0%\
% 100%
о
У 2=0км
Гтт*А
|'0|Л| 11 *>
0,1 0,150.2 0,5 1,0 2
\" i i т
Ю 20 50Кмк
Рис. 1.1.10. Спектр поглощения атмосферы на уровне земной
поверхности и на высоте 11 км
(см. рис. 1.1.9), на рис. 1.1.10 дается степень поглощения радиации в
процентах. Иначе говоря, ниже кривых средней и нижней частей рисунка
изображена доля поглощенной радиации, а выше — доля радиации,
достигающей земной поверхности (средний график) и уровня 11 км
(нижний график). В атмосфере, помимо перечисленных газов, имеется много
других компонентов, имеющих многочисленные, но довольно слабые
полосы поглощения в инфракрасной области спектра. Эти полосы не имеют
практического значения для энергетики атмосферы и на схеме не
приводятся. Вместе с тем существуют предложения по их использованию,
например, для определения температурной стратификации.
На верхней части рисунка показаны схематизированные спектры
излучения Солнца и Земли. Особенность земной атмосферы заключается
в том, что она практически беспрепятственно пропускает основную часть
излучения Солнца и практически непрозрачна для основной части
излучения Земли. Эту особенность легко видеть на рис. 1.1.10.
ИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА В УЛЬТРАФИОЛЕТОВрй
ОБЛАСТИ СПЕКТРА (УФ ИЗЛУЧЕНИЕ)
В области спектра менее Х = 0,2 мк излучается всего около 0,01% от
общего потока энергии. Тем не менее эта область спектра представляет
существенный интерес не только с точки зрения физики Солнца или
физики верхней атмосферы, но, как будет показано ниже, и с точки зрения
изучения возможных фотохимических или фотоэлектрических
воздействий, которые могут оказываться высокоэнергичными фотонами на
элементы систем и аппаратуру.
Различные измерения ультрафиолетовой радиации, проводившиеся
с помощью ракет, дают существенно различные результаты. В табл. 1.1.3
20

приводятся в качестве примера данные, полученные Хинтеррегером
в двух последовательных экспериментах, выполненных в 1960—1961 гг.
с временным интервалом в 7 месяцев.
Таблица 1.1.3
Распределение энергии в далекой ультрафиолетовой части солнечного спектра
(по двум различным источникам). Эксперименты относятся
к максимуму солнечной активности — началу спада
Полоса длин
волн или длина
волны,
о
^i-s-^2 или ^> А
I э к с
1216
1300—1040*
Ю40-1000
1000-950
950—912
912—850
850—650
650—475
475—300**
304
300—250
250—170
170—110
110—60
1300-60
* Исключа,
** Исключа
Интенсивность
потока
фотонов
109 фотон-
•см—2-сек'—1
потока
энергии
эрг-см—2-
перимент
370 1
50
45
40
20
50
30
30
10
6
7
8
3
2
670-109
я линию HL}
я линию Не+
6,0
0,85
0,90
0,80
0,40
1,Ш
0,80
1,10
0,50
0,40
0,50
0,76 '
0,45
0,46
15
г—а.
~Ly—а.
Полоса длин
волн или длина
волны,
о
Xj-f-^ ИЛИ \, А
Интенсивность
потока
фотонов
109 фотон А
•см~2-сек~М
потока
энергии
эрг-см—2-
'сек—*
11 эксперимент
1216
1300—1200*
1200—1100
1100—1000
1000—911
911—800
800—700
700—500
500—400
304
400—260**
260—166
166—105
105—60
1300—60
200
10
7
8
8
9
1,4-3
7,8
1,5
4
3,7
6,5
j 0,5
1,5
270-109
3,3
0,2
0,1
0,13
0,16
0,20
0,04—0,10
0,26
0,07
0,25
0,22
0,65
0,07
0,35
6
Коэффициент пропускания атмосферы (в %), вычисленный для
высот 210 и 225 км в предположении, что верхняя атмосфера состоит в
среднем примерно из равного количества молекул О и N2, приведен на
рис. 1.1.11: с помощью этих кривых могут быть экстраполированы к
границам атмосферы величины интенсивности излучения, полученные в
ракетных и спутниковых экспериментах. Левая кривая соответствует
поглощающему столбу 1,35- 1017 частиц • см~2; правая—1,0-1017 частиц -см~2.
Проведенные значения включают поправку на секанс зенитного угла
Солнца (60°). Расположение коротковолнового предела Lx поглощения
атомарным кислородом (О—L\) и атомарным азотом (N—Ь\)' указано на
правом графике.
Табл. 1.1.3 позволяет обнаружить некоторое различие между
величинами интенсивности ультрафиолетового излучения,
зарегистрированными в том и другом эксперименте. Предполагается, что это различие
может быть обусловлено, с одной стороны, улучшением аппаратуры и
методики измерения во время второго эксперимента и, с другой стороны,—
вариациями потока УФ радиации.
Данные по УФ излучению, полученные в ракетном эксперименте
23 августа 1961 г., приводятся также и в работе [107]. Они охватывают
21

диапазон длин волн от 1300 до 255 А. На рис. 1.1.12 приводится
зависимость средней интенсивности излучения от длины волны, полученная
в результате трех сканирований, выполненных установленным на ракете
монохроматором, вблизи вершины траектории ракеты (225 км).
Интенсивность не осреднялась по длинам волн и является, таким образом,
зависимостью монохроматического излучения в отличие от
экспериментальных данных, описанных выше.
В диапазоне Х=1216 А-—536 А точность абсолютного потока
фотонов, полученного на основании зарегистрированной в полете скорости
счета, оценивается равной +10%. В диапазоне длин волн менее 536А
точность определения абсолютного потока снижается: на А,=400 А она
составляет уже +15% и на ^ — 255 А—+25%.
0 N
110 км
_i i i '
1300 1100 300 700 500 300 X К
60Хк
Рис. 1.1.11. Атмосферное пропускание для соответствующих интенсивностей.
измеренных на указанных высотах
Скорость счета показана только лишь на рис. 1.1.12, а.
Интенсивность потока фотонов, полученная по скорости счета, написана на всех
отрезках спектра в виде переменного масштаба или «калибровочных
линий» с указанными возле каждой из них численными значениями.
Точность шкалы длин волн — выше чем 1 А. Исключение
представляет диапазон А,=260-1-460 А, где имеется всего лишь одна сильная
линия, для которой длина волны известна достаточно точно. Величина
ошибки здесь может достигать 1 А и более, но, по-видимому, не
превосходит 2 А. Толщина линии, изображающей изменение скорости счета
с длиной волны, выбрана такой, чтобы соответствовала степени
неточности определения скорости счета.
Полученные данные относятся к высотам, где еще продолжает
оставаться некоторая оптическая толща атмосферы, вносящая свои
искажения в результаты измерений. Поскольку эти данные относились к
достаточно широкому диапазону высот, оказалось возможным построить
спектральные функции зависимости ослабления излучения атмосферой по
высоте. Эти зависимости позволили рассчитать те поправки, которые
следует учитывать при пересчете измеренного излучения на излучение вне
пределов атмосферы (табл. 1.1.4).
Пересчет производился по формуле
— = ехрт,
'о
излучения (на границу верхней атмо-
(в данном случае на
где /0 — поток «приходящего»
сферы);
/ — поток излучения на некоторой высоте
225 км);
х — оптическая толща атмосферы.
Приведенные величины поправок относятся к определенной высоте,
определенному составу атмосферы и потому не могут рассматриваться
как универсальные величины. Наряду с этим они дают известное пред-
22

•ставление о трансформации потока коротковолнового излучения в
верхней атмосфере и могут использоваться в оценочных расчетах.
Таблица 1.1.4
Экстраполяция измеренной интенсивности потока фотонов
к границе атмосферы
Длина волны
А
1215,7
1206,5
1025,7
977,0
972,5
949,7
885—865
835-833
790
770,4
629,7
610
584,3
554
500
465,2
368,1
335
303,8
283
Интенсивность
потока излучения
на высоте 225 км
фотон - см.—ъ -сек—1
3,1Х10П
5,1X109
2,5ХЮ9
4,0X109
2,8ХЮ8
3,5хЮ8
2,0x109 (полная)
4,0хЮ8
3,1x108
4,1хЮ8
8,5X1*08
4,6ХЮ8
8,9ХЮ8
3.0ХЮ8
2,5X108
1,8хЮ8
3,9хЮ8
3,ЗХЮ8
2,5><109
4.3ХЮ8
Оптическая толща
атмосферы
на высоте 225 км
0,000
0,006
0,003
0,001
0,512
0,005
0,12
0,13
0,18
0,18
0,51
0,55
0,57
0,57
0,57
0,52
0,43
0,37
0,41
0,37
Вычисленная интен- 1
сивность потока
излучения за
пределами атмосферы
фотон -см~"2- сек*1
3,1X1011
' 5,1X109
2,5ХЮ9
4.0ХЮ9
4.7ХЮ8
3,5ХЮ8
2,3X109
4,6ХЮ8
3,7X108 .
4,9X108
1,4X109
8,0X108
1,6ХЮ9
5,ЗхЮ8
4,4ХЮ8
3,0X108
6,0X108
4,8хЮ8
3,8X109
6,2хЮ8 1
Интенсивность излучения в линиях изменяется с изменением
солнечной активности [114]. Особое значение здесь придается излучению в
линии Лайман-альфа водорода (Ly—а, Х= 1216 А), интенсивность потока
которого в период максимума активности (1957—1960 гг.) оценивалась
в 6 эрг • см~2 • сек~1, в то время как во время минимума (1950—1954 гг.) —
ОД эрг -см'* -сек-1.
Измерения, выполненные во время вспышек класса 1-f-, 2 и 3, не
обнаруживают никакого существенного возрастания интенсивности в
линии Ly—а. Оказывается далее, что это характерно для всей
ультрафиолетовой области спектра. Интенсивность излучения в ней во время
вспышек в отличие от рентгеновской области изменяется сравнительно мало,
гораздо меньше, чем предполагалось.
РЕНТГЕНОВСКОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА [114], [97]
Под областью рентгеновского излучения понимают спектральную
область с длиной волны менее 100А. Рентгеновское излучение может
быть интерпретировано ка'к тепловое излучение солнечной короны при
температурах порядка 5 • 105 °К.
Рентгеновское излучение спокойного Солнца характеризуется
результатом- следующего эксперимента.
23

fZ
I
li
s J
^ i
^ J
fc J
°«1
1260 12
ч> 1
^ 1
^v -i
l\>
%:
;*ч ■
35-
^
^A
I"
•*4
^4
4> -
5. ^ -
^v
«Si "
<^
>*
100
^
Qo -
Q^j
>4
Г
^4
^
4> ~
$-
N>
<^>
- I
\ I
1 1
1 1
I
i Уровень рассеянного света
f* (нуль отсчета для ординаты)
If i » i р * i 1 i |
г ' ^ £3^ 1 ь ^
§ 1111 Пт
L >.. ^ с? =* ^ ^ ^
1 ^\ \ Cfc
1 «4 \ \ *o
РУЦ- \ у \i ^ ^ж
1 \ \ \ \ • ** ^^
, \ \ \ \ ^ § p*
, I N) 10 ^ 4 ^ | ^Cl
1 jk -U ^ ** *
\f\ \ \ V* i ^
!Й==¥А5*1 ,с =>§
If ГсоД \ ^
Я K8, £^
4J 1 t £*
1Й \ 5 =^
'> \^ ^"~
\ШЛ \ N> ^
ш\ \^f * '
%•! p i
l*U \ N>
1 ji— T Krc j
№o_ \ »^
•С" ^ ^^
> v.^1 <■
с ^
•€7 -ss
1 m \ ^
\\^z \ ^Л
тС 1 N<)\ -
1 2fc 1 \ V ^ _
CJ \ \ ^O
1 ^P=^"^ \ ~^^Й
1 \ \ \ \ "*k Js — ^ ^
pc \ \ \ \ \
II Я Г4С» v \\\\nv\\\\\4n\\nn\>
^ ^S ^ -^ c^^^"4
^ ^ ^ ^ ^^l^>
1 ^ ^5
lJI 7 ^

HLy-У H H
ШТ **Ъ 337,8 HLy-JM/yil
V I' Г I I I ШИШ *^
ЪШ(1)
977,0
П. не
Т^йО 303,8
NeM
780^3;7 70^
765,1
• 10-ГО9
~\Ф0Л70Н-
'''III
* I' I' I ' I' I ' I' I ' I ' I' I' I' I' I ' I' I ' I ' I ' I ' I ' I ' I ' I 0
380 360 340 320 300 880 860 310 820 800 780 760 7¥0 720 [л]
О) /J
Рис. 1.1.12. Ракетные измерения интенсивности коротковолнового излучения Солнца, полученные 23 августа 1961 г. в Уайт-Сэндс:
о
а, б — на длинах волн 1300—720 А

to
о*
О Ш(2)
703,8
ШП(3)
686,3-6850
nel nei
537,0 5Z2;2 515,6 Hel нонт
New
чб5,г
I
^ХФотон* п
5 -см-г.сек~1]
1 I I I i I I I i I i h | i | > М I i I i I i I i I i I i 1 1 М 1 i 1 1 I М ' 1 ' I Ч
700 680 660 6<*0 620 600 580 560 SW 520 500 *М
В)
4-60
й

35,1 Ftzmir) Femf/J
ЛеД
3038
Ш(2) I'
игр
фотоп-см г-сек~
пеП
256,3
FeZFf?)
183
1 FeUFf¥)? FeZZF(¥)?
5-Ю8

протонем ~г сек'1]
\ ' I i I ' I » I » I i I » I ' I » I ' I ' I » I i I ' I i I i I i I i I ■ I i I л.
¥¥0 ¥20 ¥00 380 360 3¥0 3Z0 300 280 260\А\
г)
Рис. 1.1.12. Ракетные измерения интенсивности коротковолнового излучения:
в, г — на волнах 730—250 А

На спутнике, имеющем наклонение орбиты 70° и высоты перигея и
апогея 910 и 950 км соответственно, во время минимума солнечной
активности были выполнены измерения рентгеновского излучения в
полосах 2—8, 8—14, 8—16, 44—55 и 44—69 А. Измерения в первых двух
диапазонах проводились в течение января-августа 1964 г. и во вторых двух
диапазонах прекратились уже в феврале вследствие выхода из строя
датчиков.
По этим измерениям интенсивность излучения в полосах 0—8
и 8—20 А составляла 0,3- 10~3 и 2- Ю-3 эрг • см~2 - сек~1 соответственно,
для полосы 44—60 А составляла примерно 3 • 10~2 эрг • см~2 • сек~1.
Интенсивность потоков излучения была практически почти постоянной
по величине. Зарегистрировано лишь небольшое возрастание излучения,
которое, очевидно, может быть связано с небольшой вспышкой
класса 1—.
Измерения потока в полосе 44—60 А обнаруживают заметные
вариации во время движения на витках, близких по местному времени к
восходу или заходу Солнца. Эти изменения объясняются, по-видимому,
атмосферным поглощением при больших оптических длинах пути луча
сквозь атмосферу. Интенсивность рентгеновского излучения в диапазоне
А,=44-И00А может быть оценена для периода минимума солнечной
активности в 0,06 эрг - см~2 • сект1 и если спектральную область считать
единственной частью рентгеновского спектра абсолютно черного тела
с максимумом около Я=50А, то полная энергия такого спектра будет
примерно вдвое больше этой величины и примерно с тем же
спектральным распределением. В годы максимума интенсивность рентгеновского
излучения спокойного Солнца примерно в 10 раз превосходит эти
величины, примерно с тем же самым спектральным распределением, по
крайней мере, вблизи максимума интенсивности излучения.
В области более коротких волн — менее 20 А — эффект солнечной
активности проявлялся еще более резко, но общее количество
излучаемой энергии в этой области значительно меньше, чем в области Я = 44ч-
-МО0А.
В области длин волн 5—25 А основной особенностью спектра
излучения Солнца является наличие серии четко выделяющихся линий,
расположенных между X =13 и 25 А[97]. Наиболее сильные линии
экспериментально идентифицированы. Они представляют собою эмиссионные линии
одно- и двухэлектронных атомов кислорода, одноэлектронных атомов
азота и десятиэлектронных атомов железа. Приблизительная схема
полученных результатов с идентификацией полос дается на рис. 1.1.13.
Ширина линий (А, — 0,005 А) слишком узка для того, чтобы быть
заметной в приводимом масштабе. Наблюдавшиеся длины волн и
полученные лабораторным путем (или предсказанные) длины волн'приведены
в табл. 1.1.5 наряду с интенсивностью излучения в линиях (над
атмосферой).
Полученные данные обнаруживают наличие линий Лайман— альфа
и Лайман — бэта как O'VIII, так и линий Лайман — альфа и Лайман —
Таблица 1.1.5
о
Наблюдения X А
Лабораторные измерения
о
или предсказания \ А
Интенсивность 10—4 фотон-
\-см—Ъ'сек—1
13,7
13,820
2,1
15,0
15,012
16,3
15,25
15,261
10,1
16,0
16,006
5,0
16,72
16,774
15,1
17,01
и 17,05
17,051
20,1
17,65
и 17,72
17,768
22,6
28

Продолжение
о
Наблюдения \ А
Лабораторные измерения
о
или предсказания X А
Интенсивность 10—4 фотон-
18,54
и 18,61
18,627
32,2
18,8
и 18,9
18,969
36,0
20, R
20,91
—
21,55
21,602
374
21,70
21,804
169
23,2
—
56,5
24,8
24,781
50,9
2000
1600
1200
800
900
Фом
$■
СП.
I
I
J&?
I
I
55
12
14
16
18
20
22
24
26 Я V
Рис. 1.1.13. Спектр рентгеновского излучения Солнца, полученный 25 июля
1963 г. [97]
бэта N VII. Наблюдается и целая серия других линий, обозначенных на
схеме.
Разрешение в начальной фазе эксперимента было достаточно
хорошим, чтобы прийти к выводу, что излучение в некоторых линиях имеет
место не со всего диска, а из локальной области, расположенной вблизи
центра диска, в то время как другие линии излучаются всем диском.
То обстоятельство, что основной вклад в полный поток
высоковозбужденной эмиссии в рентгеновском и УФ диапазоне обусловлен в
основном хромосферными факелами, было установлено и з других
экспериментах. Отмечалось, что 80% потока рентгеновского излучения возникает
в областях, занимающих по площади не более 20% площади
солнечного диска. В то же время в более длинноволновой области спектра,
в линии Лайман—альфа излучение из области хромосферных факелов
было примерно столь же интенсивным, что и излучение остальной части
диска.
Более того, даже сопоставление результатов измерения
распределения по диску Солнца рентгеновского излучения в спектральных
диапазонах Я=8-ь15 А и 44—60 А (рис. 1.1.14) отчетливо показывает, что в
более коротковолновом диапазоне тенденция относительного возрастания
29

излучения из активных областей по сравнению с остальными областями
Солнца выражена совершенно четко. Эти важные обстоятельства
говорят о том, что зависимость рентгеновского излучения должна сильнее
зависеть от изменений солнечной активности, чем это имело место в
отношении УФ области спектра.
*г»
20 16 12 8 ^ О ^ 8 12 /6 20
удаление от центра диска {дуг. мин~]
а)
Z0 16 12 8 Ч О 0- 8 12 16 20
Удаление от центра диска {дуг. мин\
5)
Рис. 1.1.14. Распределение рентгеновского излучения по диску
Солнца [97]
о о
а — на волнах 8—15 А; б — на волнах 44—60 А; пунктир —> средний фон
космических лучей
И действительно, такая зависимость отмечается. Так оказывается,
что во время вспышек на Солнце рентгеновское излучение сильно
возрастает, причем тем более резко, чем короче волна. Общая
характеристика влияния солнечной активности на изменение интенсивности
рентгеновского излучения Солнца в различных спектральных областях дается
величинами, приводимыми в табл. 1.1.6 [114].
Следует отметить, что вспышка класса 2, наблюдавшаяся 29.8.1957,
сопровождалась получасовым прекращением радиосвязи на коротких
волнах.
Имеющиеся данные об интенсивности излучения с волной менее
0,6 А также говорят о зависимости потока этого излучения от активности
Солнца. При спокойном Солнце интенсивность потока фотонов оказы:
30

вается порядка 0,1 фотон • см~2 • сек*1 в области энергии 20 кэв, 0,01 —
в области 150 кэв и 0,001 в области 300 кэв, что соответствует полной
интенсивности потока излучения в диапазоне 20'—300 кэв порядка
10_6 эрг • см~2 • се/с-1. Сообщается о случае резкого возрастания
интенсивности потока в области 200—500 кэв. При этом за полминуты до
вспышки класса 2, длившейся 18 сек, наблюдалось повышение
излучения, имевшее среднюю интенсивность 2,6 • Ю-4 эрг • см~2 • сек~х. В
отличие от случая УФ излучения поглощение рентгеновского излучения
слоями атмосферы, расположенными выше орбиты спутника, пренебрежимо
мало. Основной поток этого излучения поглощается на высотах порядка
60—80 км, что наряду с космическими лучами и излучением в линии Лай-
ман — альфа приводит к ионизации здесь молекул воздуха и
образованию области D ионосферы. Поэтому экспериментальные данные,
полученные для этой спектральной области, оказываются практически
применимыми к любым космическим аппаратам. Лишь в случаях низких орбит
и малых высот Солнца над горизонтом поглощение рентгеновского
излучения оказывается существенным.
Таблица 1.1.6
1 Дата
1 25.11.1953
1 1.12.1953
1 20.7.1956
1 29.8.1957
1 14.8.1959
1 31.8.1960
Солнечная
активность
Спок, мин
Спок, мин
Вспышка кл. 1
Вспышка кл. 2
Спок. макс.
Вспышка 2+
Интенсивность излучения (эрг-см~ъ.сек—\) |
Х=20-4-100А
0,10
0,6
<4,0
Х=8ч-20А
0,0004
0,018
>0,09
Х=2-8А
3-10-6
0,005
0,02
0,00035
1 >0,03
Х=0,6А
0,000023
Некоторые расхождения в приводимых данных объясняются,
по-видимому, изменчивостью потоков излучения и недостаточным для
надежного обобщения статистическим материалом. Поэтому приводимые
данные следует рассматривать в значительной степени как
ориентировочные.
РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА [125]
Изучение радиоизлучения Солнца (и других источников)
представляет большой интерес не только с точки зрения радиоастрономии,
поскольку несет информацию о физических процессах, протекающих на
Солнце и в галактиках, но и с точки зрения практики, так как оно может
являться помехой для связи с космическими аппаратами. Основным
источником радиоизлучения, регистрируемого в окрестностях планеты,
является не только Солнце, как в других областях спектра, но, кроме того,
имеются и другие достаточно мощные точечные радиоисточники или
«радиозвезды», распределенные по небосводу, а также фоновое
галактическое радиоизлучение, усиливающееся в направлении экватора
Галактики и особенно в направлении ее центра. Излучение невозмущенного
Солнца не интенсивнее многих других радиоисточников, а если сопоставить
его с суммарным фоновым космическим радиоизлучением, то окажется,
например, что на волне 15 м от Солнца приходит всего лишь 0,01% от
фонового радиоизлучения. С уменьшением длины волны интенсивность
космического радиоизлучения падает и уже в сантиметровом диапазоне
31

радиоволн Солнце становится практически единственным
радиоисточником.
Вариации радиоизлучения спокойного Солнца. С изменениями
солнечной активности резко изменяется и радиоизлучение Солнца, которое
может возрастать в 107 раз, в то время как фоновое излучение остается
неизменным. Поэтому любые резкие всплески радиоизлучения,
приходящего из космоса, могут быть объяснены деятельностью Солнца. Резкие
изменения интенсивности радиоизлучения Солнца связаны со
вспышками. Если исключить влияние вспышек, то оказывается, что изменение
солнечной активности от минимума к максимуму вызывает увеличение
Рис. 1.1.15. Распределение яркостной температуры
радиоизлучения Солнца на волне 9,1 см по диску Солнца
излучения спокойного Солнца всего вдвое. В то же время, как уже
отмечалось, излучение Солнца во время вспышки может возрасти примерно
в 107 раз и по своей интенсивности в это время превосходить суммарное
излучение всего небосклона примерно в 1000 раз.
Величины яркостной температуры радиоизлучения Солнца,
вычисленные по измеренному радиоизлучению в предположении, что оно
происходит только с диска Солнца, приведены на рис. 1.1.15. На самом
деле— особенно это относится к радиоизлучению, приходящему на длинных
волнах, — радиоизлучение поступает со значительно большей
площади. Знание кажущегося распределения температуры по солнечному
диску очень важно для антенн высокого разрешения, способных
воспринимать излучение из малых телесных углов. В то же время для антенн
с низким разрешением по сравнению с тем углом зрения, под которым
видна фотосфера или корона, знание яркостной температуры не столь
обязательно и более важной характеристикой оказывается общий поток
излучения, приходящего на антенну.
Теоретический анализ изменения размеров кажущегося солнечного
диска и его яркости в зависимости от длины волны показывает, что в
диапазоне длин радиоволн менее одного сантиметра Солнце является
диском, по своим размерам совпадающим с размером фотосферы (види-
32

1,0
0.8Y
I
,Л=368м
мый диск Солнца) и с равномерным распределением яркости по всему
диску. В диапазоне длин волн от 1 см до 1 м размеры кажущегося
солнечного диска остаются теми же самыми, но должно иметь место
увеличение яркости к краю диска. Обратная картина должна наблюдаться
на длинах волн более 1 м — увеличение яркости к краю диска должно
прекратиться, зато кажущийся размер диска должен увеличиваться до
тех пор, пока не окажется вдвое большим диаметра фотосферы.
Экспериментальное исследование распределения яркости по диску
Солнца затрудняется тем, что основная компонента излучения
маскируется излучением активных областей, связанных с солнечными
пятнами. Именно поэтому в первых экспериментах не удавалось обнаружить
предсказанные теорией увеличения
яркости к краю диска. Лишь после того, как в
ходе анализа данных влияние этих
сильно излучающих областей было
исключено, увеличение яркости обнаружилось на
волне 9,1 см. Излучение на % = 21 см
регистрировалось в период, когда на Солн- ^0,&\
це не было никаких пятен и потому увели- ^
чение яркости было обнаружено непосред- I
ственно в первичных материалах. Однако ^*|
в том и другом случае отмечается, что §
увеличение яркости обнаруживалось
только на восточном и западном краях диска
Солнца. Измерения, выполненные на
волне 3,68 м, подтвердили увеличение
кажущегося диаметра диска, как это и
предсказывалось теорией. Распределение
яркости по диску Солнца на различных
длинах волн иллюстрируется на рис. 1.1,16
и 1.1.17.
Принято считать, что излучение
спокойного Солнца (при отсутствии пятен)
состоит из двух компонент. Одна из них — основная — остается все время
сравнительно постоянной, изменяясь только с одиннадцатилетним циклом
солнечной активности. Именно об этой компоненте и шла речь, когда
рассматривались изменения яркости по диску Солнца на различных длинах
волн. Другая компонента, которая называется медленно изменяющейся,
изменяется с 27-дневным периодом — периодом изменения солнечной
активности, связанным, в свою очередь, с синодическим периодом *
вращения экваториальных областей Солнца. Медленно изменяющаяся
компонента обнаруживается лишь на длинах волн от 3 до 60 см.
Это объясняется тем, что излучение в этом диапазоне длин волн
генерируется в нижней короне и хромосфере, где может еще сказываться
влияние расположенных ниже солнечных пятен.
Одиннадцатилетние вариации основной компоненты приписываются
вариациям плотности солнечной короны с циклом солнечной активности.
Эти изменения интенсивности излучения относительно невелики (вдвое)
и они наблюдались на длинах волн 56, 76, 150 и 240 см.
Медленно изменяющаяся компонента связана, по-видимому, с
солнечными пятнами и в любой заданный короткий промежуток времени
интенсивность этой компоненты приблизительно пропорциональна
площади солнечных пятен, наблюдаемых с Земли одновременно с
регистрацией радиоизлучения. Эта зависимость медленно изменяющейся
компоненты была подтверждена и экспериментально, когда для наблюдения
радиоизлучения на волне 9,1 см была использована антенна с высоким
12 3
Радиус солнца
Рис. 1.1.16. Распределение яркост-
ной температуры радиоизлучения
по диску Солнца на длинах волн
N 60 еж и 3,68 м
Период вращения Солнца- относительно земного наблюдателя.
3 2377
33

разрешением. Эти измерения подтвердили, что области пятен
действительно являются излучающими областями. Таким образом,
неравномерное распределение пятен на Солнце по долготе и изменение количества
пятен для земного наблюдателя, обусловленное вращением Солнца, и
вызывают эти изменения радиоизлучения. В период максимальной
активности Солнца эти 27-дневные изменения могут достигать 100%, во
время минимума —50%. Следует отметить далее, что для некоторой
определенной площади пятен предельные случайные изменения
интенсивности радиоизлучения могут быть ±50%.
юг
ю°\=
!
1
ю'
h
г
ь
р о о
1 111 lllll
0
0
О С
Л
L 1 ПИП
0
0°
0
0
)
1 11IIIII
1 1 1IIIII
0
1 1 mill
1 1 1 Mill
i i mini
ю-
1мм 1см 10 см 1м Юм 100 м 1000 м 10000 м
Длина Полны
(шкала логарифмическая)
Рис. 1.1.17. Распределение яркостной температуры
радиоизлучения солнечного диска по длинам волн (по данным
различных авторов)
Вариации радиоизлучения возмущенного Солнца. Характерной
особенностью радиоизлучения возмущенного Солнца, помимо его резкой
изменчивости и высокой интенсивности, является еще и то, что оно имеет
нетепловое происхождение. Принято считать, что это излучение вызвано
возмущениями, имеющими место на высотах, которым свойственны те
или иные специфические частоты. Возмущения могут быть связаны с
определенным диапазоном высот, но они могут и перемещаться, вызывая
излучение уже не в некотором постоянном диапазоне частот, а с
изменяющейся со временем частотой. Природа возмущений, генерирующих
радиоизлучения, досконально не изучена, предполагается, что эти
излучения могут быть вызваны движущимися корпускулярными потоками,
колебаниями плазмы и ударными волнами.
Регистрируемое на Земле радиоизлучение возмущенного Солнца
в зависимости от изменений диапазона радиочастот во времени
разделяется на четыре различных вида *.
Некоторыми авторами приводится другая классификация.
34

1. Шумовые бури, которые, в свою очередь, делятся на два
типа: широкополосные — с шириной полосы частот около 100 Мгц,
продолжающиеся несколько секунд, и узкополосные — с шириной полосы частот
в 1 или 2 Мгц и длительностью от доли секунды до нескольких секунд.
Шумовые бури возникают обычно на частотах менее 250 Мгц, а
интенсивность их изменяется от едва обнаруживаемых и до величин, на три
порядка (в 1000 раз) превышающих нормальный уровень
радиоизлучения Солнца. Радиоизлучение при этом обычно бывает поляризовано по
кругу, причем направление определяется наибольшим из системы пятен,
связанных с радиоизлучением. Это означает, что правая поляризация
имеет место, когда излучающее пятно имеет южную или отрицательную
магнитную полярность и наоборот — левосторонняя обусловлена
северной или положительной магнитной полярностью магнитного пятна.
2. Медленно смещающиеся (по частоте) всплески
радиоизлучения (или всплески типа 2). Этот вид
возрастаний излучения представляет собой полосы интенсивности излучения,
максимум интенсивности которых смещается в направлении более низких
частот. Скорость этого дрейфа частоты вначале имеет порядок 200 Мгц
в минуту, а затем к концу всплеска уменьшается приблизительно до
50 Мгц в минуту. Длительность всплеска обычно составляет около 4 мин.
Эта разновидность всплесков начинается, как правило, на частотах
около 500 Мгц и имеет ширину полосы частот порядка 200 Мгц. На
протяжении всего всплеска радиоизлучения ширина полосы остается равной
примерно 40% от величины частоты. Поляризация радиоизлучения
оказывается при этом хаотической.
3. Быстро смещающиеся всплески (или всплески
типаЗ) радиоизлучения. В этом случае дрейф частот также
направлен в сторону более низких частот, но скорость дрейфа примерно
в сто раз выше скорости дрейфа медленно смещающихся всплесков.
Начало всплесков имеет место в диапазоне частот от 50 до 500 Мгц.
Поляризация — хаотическая.
4. Возросшее излучение (или всплеск типа 4) с
непрерывным спектром. Этот вид радиоизлучения имеет место в
полосе частот шириной более чем 300 Мгц. Частота его может смещаться
как в сторону более низких, так и в сторону более высоких частот. Дрейф
частоты может и не наблюдаться вообще. Частоты обычно лежат в
диапазоне 100—600 Мгц. Интенсивность такого рода возмущений
радиоизлучения Солнца может превышать уровень спокойного радиоизлучения
примерно на порядок (в 10 раз).
Все перечисленные виды всплесков радиоизлучения охватывают
примерно 95% от общего числа наблюдаемых случаев возрастания
радиоизлучения возмущенного Солнца. Остальные 5% имеют
произвольную форму, бывают короткоживущими и не связаны с другими формами
солнечной активности, такими как вспышки и солнечные пятна.
Динамические спектры рассмотренных выше видов всплесков
радиоизлучения изображены на рис. 1.1.18.
Наиболее часто перечисленные выше формы возрастания
радиоизлучения возмущенного Солнца появляются во время максимума
солнечной активности. Широкая регистрация радиоизлучения, проводившаяся
во время последнего максимума солнечной активности на частотах 125,
200, 425 и 550 Мгц, дает следующее распределение длительности
существования различных видов солнечных возмущений (табл. 1.1.7 и 1.1.8).
Помимо относительной длительности существования каждого из
видов возмущений радиоизлучения было определено и распределение во
времени интенсивностей всех видов возмущений (в процентах) как
длительность наблюдения излучений всех видов определенной
интенсивности, отнесенная к общей длительности наблюдений.
3*
35

Величины интенсивностей даны условными цифрами 1, 2, 3,
поскольку они брались различными для частот, на которых проводились
наблюдения.
600
* зоо\
g гоо\
£ Щ
600г
12 3 4 фон] 0 7 2 3 4 фин]
Шумовая Jt/ря Медленно смещаю-
(широкополосная) щийся всплеск
Быстро смещаю •
щийся всплеск
4 фан]
7 2 3 4-фан]
Возросшее излучение
Рис. 1.1.18. Динамические спектры всплесков
радиоизлучения Солнца
Таблица 1.1.7
Вид активности
! Шумовые бури
Медленно смещающиеся
всплески
Быстро смещающиеся всплески
Возросшее излучение
(континуум)
Неклассифицированные
Длительность существования каждого из видов
возмущений (в % от общей длительности
наблюдений) на частотах (Мгц)
125
13,3
0,047
0,247
0,283
0,029
200
8,0
0,020
0,142
0,524
0,008
425 | 550
0,080
0,003
0,023
0,412
0,001
0,053
0,003
0,016
0,512
0,001
Таблица 1.1.8
Интенсивность
1
2
3
Относительная длительность
125 •
9,2б±0,57
2,00±0,12
2,07±0,05
200
5,59*0,35
1,17*0,07
1,25±0,02
излучения на частотах (Мгц)
425
0,0570
0,0096
0,0133
550
0,0387
0,0066
0,0075
36

Условные обозначения интенсивностей расшифровываются в другой,
вспомогательной табл. 1.1.9, которая и позволяет пользоваться
приведенной выше таблицей.
Таблица 1.1.9
Интенсивность
1
2
3
Величина интенсивности потока (1022 в;п-м~2-ги~ 1)
на частотах Мгц
125
<40
40—200
>200
200
<60
60—250
>250
425
<50
50-200
>200
550
<50
50-200
>200
Многими наблюдателями отмечалось кажущееся совпадение
возрастания радиоизлучения и таких наблюдаемых с Земли проявлений
солнечной активности, как вспышки, солнечные пятна, протуберанцы. При
этом в приводимых примерах отмечалось возрастание потока
радиоизлучения за несколько дней перед вспышкой и постепенный спад его (то
же в течение нескольких дней) до нормального уровня. Если бы эти
наблюдения подтвердились на многих примерах, то, совершенно очевидно,
что это имело бы исключительно большое значение для прогнозирования
солнечных вспышек, для обеспечения безопасности космических полетов
и выбора времени для проведения тех или иных космических
экспериментов. Поэтому с целью проверки корреляции между радиоизлучением
Солнца и видимыми проявлениями солнечной активности во время
максимума активности в 1957—1958 гг. было проведено специальное
изучение этого вопроса.
Оказалось, что никакой корреляции с протуберанцами не
существует, причем многие из протуберанцев не были связаны вообще ни с
какими видами всплесков радиоизлучения.
Солнечные пятна обнаружили определенную корреляцию с
шумовыми бурями, причем шумовые бури были связаны с группами солнечных
пятен. Корреляция, по-видимому, зависит от размера группы солнечных
пятен. Когда группа пятен имеет площадь менее 0,04% от общей
площади солнечного диска, то появление бури оказывается практически
невероятным. Вероятность появления бури имеет место только во время
наличия групп пятен с площадью больше, чем указанная выше величина.
Некоторые авторы, используя наблюдения на частоте 97 Мгц,
обнаруживают корреляцию между шумовыми бурями и площадью наибольшего из
пятен группы. Этот вывод представляется тем более убедительным, что
имеет место определенное влияние наибольшего из пятен на
поляризацию радиоизлучения — уже упоминавшаяся зависимость направления
поляризации от магнитной полярности наибольшего из пятен группы.
Вспышки не обнаруживают никакой связи с бурями радиоизлучения,
зато имеет место некоторая корреляция с медленно и быстро
смещающимися по частоте всплесками. Оказалось, что половина всплесков с
медленно меняющейся частотой и 30% быстро меняющихся сопровождаются
вспышками. Оказалось далее, что все большие вспышки, занимающие
площадь более 0,04% от общей площади солнечного диска,
сопровождаются всплесками.
Обнаруживается корреляция вспышек и с возрастаниями
непрерывного излучения (всплеск типа 4). Все вспышки класса 1 и выше
сопровождаются возрастаниями непрерывного излучения, которые в случае
больших по величине вспышек имеют тенденцию к большей
продолжительности. Средняя длительность возрастаний непрерывного радиоизлу-
37

чения, связанных со вспышками класса 1, была 40 мин, а для
возрастаний, связанных со вспышками класса 2 и 3, длительность соответственно
оказалась равной ПО и 220 мин. В отдельных случаях, разумеется,
длительность может быть много большей, что, по-видимому, и имело место
в упоминавшемся выше случае наблюдения возрастания
радиоизлучения задолго до вспышки и длительное время после ее исчезновения.
Зодиакальный свет [114]. Периферийные области солнечной короны
сливаются в экваториальной плоскости с зодиакальным светом —
туманной светящейся полосой, вытянутой вдоль эклиптики и являющейся ре-
-/
! г
%
I 1
1 °
II
4 ~3
f .-*
I *
§• -6
Ч
н
^!
max активности
min активности,экватор
min активности,полюс
5
Ч
1
I
s
I
=\1 Ь*
-0}5 О 0,5 1,0 !,5 2,0 \град\
Ifr углового расстояния от центра Солнца
Рис. 1.1.19. Яркость солнечной короны и центральной части зодиакального
света
зультатом рассеяния солнечного света на пылевых частицах
межпланетной среды. Интенсивность зодиакального света быстро уменьшается
с увеличением углового расстояния от Солнца. В точке,
противоположной направлению на Солнце, имеется некоторое возрастание
интенсивности— так называемое противосияние диаметром 8—10°. Во время
возрастания солнечной активности интенсивность зодиакального света
возрастает примерно на 50'%. Интегральная интенсивность зодиакального
света на угловых расстояниях от Солнца больше 30° составляет
примерно половину интегральной интенсивности свечения звезд. Распределение
яркости зодиакального света в центре светящейся полосы и в сторону от
нее приведено на рис. 1.1.19 и 1.1.20.
Применительно к интенсивности зодиакального света в окрестностях
Венеры и Марса можно отметить, что она оценивается соответственно
вдвое больше и вдвое меньше, чем в окрестностях Земли.
Свечение неба [114]. Карта звездного неба, звездные величины тех или
иных звезд и карты распределения света звезд по небосводу не
приводятся, поскольку они сравнительно легко могут быть найдены в
современной астрономической литературе и не связаны непосредственно с
исследованиями с помощью ракет и спутников. Можно отметить лишь, что
общая интенсивность светового потока, приходящего от звезд и
падающего на космический аппарат, оценивается равной 0,008 эрг ■ см~2 • сек~1.
Соответствующие «эффективные температуры» межзвездного простран-
ства оцениваются равными 3°К. Правда, следует отметить, что эта
38

температура дается для потока энергии, а не для спектрального
распределения, поскольку спектр излучения межзвездного пространства не ана-
Север
зо 20 ю о чо -го -зо
Угловое расстояние от эклиптики [град]
Юг
Рис. 1.1.20. Интенсивность зодиакального света на
?и=5410А в десятых долях величины звезд класса
G2 на квадратный градус
логичен спектру абсолютно черного тела при 3° К. Контурная карта
распределения света звезд на небесной сфере приведена на рис. 1.1.21.
1.2. РАДИАЦИОННЫЕ ПОЛЯ ЗЕМЛИ [114]
Космический аппарат, находящийся на околоземной орбите, будет
освещаться не только Солнцем и другими внеземными источниками
света, но и самой Землей. Поток излучения, приходящего от Земли,
складывается из отраженной солнечной радиации и собственного излучения
Земли. Ввиду чрезвычайно сильной изменчивости оптических
характеристик атмосферы и земной поверхности (главным образом облачности,
снежного и ледового покрова) поток этого излучения очень сильно
изменяется со временем и потому здесь могут быть приведены лишь самые
общие характеристики радиационных полей Земли. Отраженная и
собственная радиации Земли различаются не только генетически, но и по
своим спектральным характеристикам. Отраженная радиация относится
к тому же спектральному диапазону, что и излучение Солнца. С точки
зрения теплового баланса отраженная радиация пренебрежимо мала уже
при длинах волн более 4 мк. Область больших длин волн охватывает
собственное излучение Земли, имеющее максимум интенсивности в районе
Х= 10 мк. Таким образом, эти два вида излучения разделяются четким
минимумом в области 4 мк.
Согласно современным оценкам величина альбедо Земли — той доли
•солнечной радиации, которая отражается обратно в космос — равна
в среднем 35%. Остальные 65% поглощаются главным образом водной
и земной поверхностью и переизлучаются в длинноволновой части
спектра. В первом приближении это соотношение могло бы приниматься
постоянным для всей Земли. Можно было бы также принимать
отраженную радиацию, подчиняющуюся закону Ламберта и имеющую точно то
же самое спектральное распределение, что и излучение Солнца, а
собственное излучение—соответствующим излучению абсолютно черного те-
39

0° s -зео°
Рис. 1.1.21. Распределение яркости по небесной сфере (координаты галактические)

ла с температурой 251° К. Такая аппроксимация для большинства задач
была бы, очевидно, достаточной.
Для случаев, требующих более точного знания уходящего излучения
Земли, могут быть сделаны некоторые дополнительные оценки, которые,
однако, не могут претендовать на совершенно однозначное
представление поля уходящего излучения на любой, заранее заданный, момент
времени.
ОТРАЖЕНИЕ СОЛНЕЧНОЙ РАДИАЦИИ ЗЕМЛЕЙ
Релеевское рассеяние. Чистый сухой воздух рассеивает свет
приблизительно обратно пропорционально 4-й степени длины волны и с угловым
распределением, пропорциональным l+cos26, где 0 — угол рассеяния.
Благодаря повторному рассеянию в атмосфере и ослаблению
падающего луча, обусловленному самим рассеянием, изменение этой компо-
3000 Ш0\ 5000 6000 7000 8000 Щ
Рис. 1.2.1. Теоретическая отражательная способность релеев-
ской атмосферы совместно с лежащей ниже земной
поверхностью. Цифры на кривых — синусы высоты Солнца
ненты альбедо с длиной волны будут в действительности меньше, чем то,
которое соответствует обратной пропорциональности 4-й степени.
На рис. 1.2.1 приведена теоретическая отражательная способность
атмосферы, представляющая собой долю приходящей радиации, рассеянную
атмосферой обратно, в зависимости от длины волны и угла падения. На
этом же графике показана чистая отражательная способность
атмосферы и Земли для двух различных величин (0,25 и 0,8) диффузной (ламбер-
товской) отражательной способности земной поверхности. Эти расчеты
основаны на несколько идеализированных предположениях. Одно из них
41

заключается, в частности, в том, что Земля принимается плоской, что
приводит к занижению длины пути падающего луча для некоторых,
малых высот Солнца и тем самым к занижению интенсивности отражения
для этих случаев. Из приведенного выше графика видно, что
большинство видов местности (отражение поверхностью от 0,05 до 0,25) будет
казаться голубоватым при наблюдении извне пределов атмосферы, в то
время как белизна областей, покрытых снежным покровом (отражение
поверхностью до 0,9), вряд ли изменится. В качестве примера
использования приведенного графика путем интерполяции была получена харак-
I
I
1
1
I
г
0,2Ьг
0,20\
0,<?6Y
0.12Y
0,08V
oto<+
солнечнь/и спектр
Спектры отражения (земля):
небо покрыто облаками
безоблачное небо
0,2
0^ 0,6 0,8 1,0 1,2 t,t 1,6 1,8 2,0 Щ
Рис. 1.2.2. Отраженная Землей радиация
теристика отражения, соответствующая углу высоты Солнца около 30°
и при отражательной способности 0,1. На полученные значения был
исправлен спектр Солнца (рис. 1.2.2) и окончательный результат,
характеризующий отраженную Землей радиацию (при безоблачном небе),
приведен на том же самом графике (нижняя кривая). Сопоставление его с
солнечным спектром показывает некоторое относительное возрастание
излучения в коротковолновой части спектра.
На том же самом графике изображено спектральное распределение
отраженной радиации для случая, когда небо полностью покрыто
облаками, вершины которых расположены приблизительно на высоте около
4000 м, и когда средняя отражательная способность облачного слоя
составляет 0,5. В этом случае выше отражающего слоя расположено всего
две трети атмосферы, поэтому зависимость, приведенная на рисунке, не
может быть использована непосредственно. Имея в виду, что величина
рассеяния зависит от глубины атмосферы, умноженной на длину волны
в минус четвертой степени перед использованием зависимости (см. рис.
1.2.1), каждая длина волны может быть увеличена в
3W.
раза и затем
выполнена интерполяция к необходимому углу высоты Солнца 30° и
отражательной способности 0,5. Этот спектр также обнаруживает
тенденцию существенного относительного возрастания излучения в
коротковолновой части спектра.
Использованный для приведенных выше расчетов угол высоты
Солнца 30° является просто иллюстрацией метода расчета. В то же время
42

в определенном смысле он представляет собою средний угол высоты
Солнца для всего освещенного Солнцем полушария. Это следует из
следующих рассуждений. Поскольку Земля перехватывает поток излучения
с поперечным сечением jiR2 (где R — радиус Земли), в то время как
площадь освещенного полушария составляет 2jt/?2, то в среднем освещенная
область получает только половину того потока, который падает на
поверхность, перпендикулярную потоку излучения Солнца. Это означает,
что средний синус высоты Солнца составляет 0,5, а средний угол высоты
Солнца соответствует 30°.
Угол склонения [град]
Рис. 1.2.3. Вычисленное распределение относительной интенсивности отраженной
радиации от нижней полусферы для Я = 4950 А, отражательной способности
земной поверхности (диффузной) 0,25 и угла высоты Солнца 53°
Угловое распределение потока рассеянной и отраженной радиации
не является однородным. В общем для спутника, движущегося в верхней
части атмосферы, область около подспутниковой точки будет казаться
существенно менее яркой, чем горизонт потому, что во втором случае
длина пути луча в атмосфере будет большей. Это явление
иллюстрируется на рис. 1.2.3, который дает угловое распределение этой теоретически
рассеянной и отраженной радиации для %=4950 А, угла высоты Солнца
53° и величины диффузной отражательной способности земной
поверхности, равной 0,25. Для меньших величин отражательной способности
контраст между горизонтом и подспутниковой точкой будет более резким.
То же самое имеет место и для больших величин длин волн, так что
горизонт не только ярче, но и белее вертикали.
Для сравнения с теоретическим распределением яркости на рис. 1.2.4
приводятся экспериментальные аэростатные результаты регистрации (на
высоте около 33 км) распределения отраженной и рассеянной радиации
в видимой части спектра. На этих высотах уже может не учитываться
рассеяние радиации той частью атмосферы, которая располагается выше
уровня наблюдения, и полученные результаты могут рассматриваться
как репрезентативные и для космических условий. Можно отметить, что
измерения, проведенные на меньших высотах (около 7 км)
обнаруживают значительно меньшее рассеяние вперед.
Рассеяние, обусловленное пылью и парами воды. Этот вид рассеяния
в значительно меньшей мере зависит от длины волны, нежели релеевское
рассеяние. Измерения показывают, что в совершенно чистой атмосфере
рассеяние пылью и пиарами изменяется примерно обратно пропорцио-
43

нально первой степени длины волны для частиц, размеры которых
равны или несколько меньше длины волны. Для случая, когда размеры
частиц существенно больше длины волны, рассеяние от длины волны
практически не зависит. Поглощением пылью обычно пренебрегают, если это
только не дым.
Угловое распределение света, рассеянного пылью и водяным паром
также резко отлично от картины релеевского рассеяния.
Индикатрисса рассеяния вытянута, интенсивность рассеяния вперед
в пределах нескольких градусов от направления солнечного луча может
быть в сто раз выше интенсивности света, рассеянного в стороны или
назад. Различные исследования этого рассеяния дают качественно
различные результаты, в некоторых случаях вытянутость индикатриссы ока-
Угол склонения [град]
Рис. 1.2.4. Кривые равной интенсивности свечения, приходящего из
нижней полусферы, полученные экспериментально с высоты около 33 км.
Интенсивность света, приходящего от белой ламбертовской поверхности, расположенной
за пределами атмосферы перпендикулярно лучам Солнца, составляет 388 ев • м~2
зывается меньшей и интенсивность излучения, рассеянного вперед, лишь
в 2—5 раз больше интенсивности излучения, рассеянного в стороны.
Для расчетных целей, в случае пыли над сушей и при Солнце,
находящемся в зените, принято считать, что 1,25% излучения рассеивается
назад и 2,5% —вперед. Для других высот Солнца эти величины
увеличиваются обратно пропорционально синусу высоты Солнца. Для
меньших углов высоты относительно большая часть общего потока
рассеивается за пределы атмосферы, поскольку при этом начинает сказываться
рассеяние вперед. Содержание пыли над океанами считается
пренебрежимо малым и в расчет не принимается.
Водяной пар, содержащийся в атмосфере в количестве,
соответствующем двум сантиметрам осажденной воды, при Солнце,
расположенном в зените, дает рассеяние вперед, равное 3,75%, и назад—1,25%.
Зависимость этих величин от содержания воды считается
линейной—рассеяние прямо пропорционально содержанию воды в атмосфере, а
зависимость от высоты Солнца аналогична той, которая рассматривалась
выше (для рассеяния на частицах пыли).
Выше уровня облаков содержание пыли и водяных паров мало,
поэтому рассеяние этими компонентами для рассматриваемых типов задач
может считаться пренебрежимо малым. Исключение представляют
случаи, когда высота Солнца очень мала. Однако для редких облаков, диф-
44

фузно пропускающих примерно половину падающей радиации,
атмосферное рассеяние и отражение Землей этой, проникающей сквозь
облака радиации, должно учитываться как вклад в альбедо. На, рис. 1.2.5
приводится спектр радиации Солнца, рассеянной из атмосферы пылью
и водяным паром (угол высоты Солнца составляет 30°, содержание
паров — 2 см осажденной воды). Пунктирная кривая дает спектр,
учитывающий поглощение в атмосфере.
Поглощение озоном, кислородом, углекислым газом и парами воды.
В интервале длин волн от 2000 до 3000 А озоном практически полностью
поглощается отраженная радиация. На рис. 1.1.4 приводятся высоты,
на которых те или иные компоненты атмосферы поглощают
ультрафиолетовую радиацию [48].
ОМ
с учетом поглощения
в сстмосфере
0,6 0,8 10 1,2 !,Ь
Длина волны'[мк]
18 2-0
Рис. 1.2.5. Солнечный свет, рассеиваемый за пределы атмосферы пылью и
парами воды. Угол высоты Солнца 30°
В более длинноволновой части спектра, на длинах волн 3200, 3300
и 3400 А, при угле высоты Солнца 30° альбедо составляет за счет
поглощения озоном соответственно 0,4; 0,85 и 0,97 от теоретически
вычисленной величины (левый край графика на рис. 1.2.5). Озон имеет также
слабую, но широкую полосу поглощения в видимой части спектра за
0,45 мк, с максимумом в области ~0,6 мк, где степень ослабления
составляет при указанной выше высоте Солнца 0,88. Полное содержание
озона при этих расчетах принималось 0,25 см (при нормальных
условиях) и учитывалось, что солнечная радиация проходит сквозь атмосферу
дважды и эффективная толщина слоя озона бралась поэтому вдвсе
большей.
Кислород и другие компоненты атмосферы поглощают радиацию с
длиной волны менее 2000 А (см. рис. 1. 1.4), что исключает
существование альбедо в дальней УФ области спектра. Слабая, по сравнению с
видимой частью спектра, интенсивность излучения в инфракрасной
области спектра Солнца наряду с преимущественным рассеянием
относительно коротковолновой радиации сильно уменьшает относительную
интенсивность ИК радиации, отраженной в условиях безоблачного неба.
Полосы поглощения воды и несколько менее интенсивных полос
поглощения С02 усугубляют это явление и практически уничтожают всю
радиацию с длцной волны более 2,5 мк, а в существенных участках
спектра — с длиной волньгменее 2,5 мк.
В условиях облачного неба, помимо общего повышения
интенсивности отраженной радиации, обнаруживается и существенно меньшее из-
45

бирательное отражение относительно более коротковолновой радиации
(см. рис. 1.2.2). Тем не менее, вследствие сильного поглощения ИК
радиации конденсированной водой и насыщающими парами в облаках
большая часть ИК радиации поглощается также и в этом случае.
Исправленный спектр отражения. Если ввести указанные выше
поправки на поглощение, то два спектра отражения, приведенные на
рис. 1.2.2, и дополнительный спектр отражения, приведенный на
рис. 1.2.5, могут быть исправлены так, как это представлено на
рис. 1. 2. 6 и пунктирной кривой на рис. 1. 2. 5 соответственно. Таким
образом, для случая неба, полностью покрытого облаками, верхняя кривая
1
£^
I"
II
I
и, и
0,10
0,08
0,06
0,04-
0,0 г
■ f\.
-
-
-
-
\ ___^__ /7/f'П/YUА//?/3 £/£>/)/!
\ ———^—, ииличпис псии
\ ясное nedo
г \
I II V \
1 "-о^^
\ « \ •
. ^~ Г^ i ^-т^ 1
0,2 0,¥ 0,6 0,8 1,0 1,2 1,М 1,6 1,8 2,0
Длина волны \_мк\
Рис. 1.2.6. Отраженная радиация с учетом поглощения
на рис. 1.2.6 представляет полную отраженную радиацию. Рассеяние
пылью и парами в этом случае, как уже отмечалось, не учитывается.
Для случая полностью безоблачного неба отраженная радиация
представляется приближенно суммой нижней кривой на рис. 1.2.6 и
пунктирной кривой на рис. 1. 2. 5.
Приведенное рассмотрение является общим, отвечающим некоторым
средним характеристикам различных видов поверхности Земли и
подчиняющимся закону Ламберта. Более детальное рассмотрение
оптических свойств поверхностей дают их специфические особенности, что
позволяет в случае необходимости и в случае наличия достоверной
информации о характере и состоянии поверхности Земли или границы
облачности иметь более точные данные для оценки величины потока
отраженной радиации.
Отражательная способность земной поверхности и облаков.
Схематическая кривая, представляющая отражательную способность растений
с высоким содержанием хлорофилла, дается на рис. 1.2.7. Эта кривая
является, очевидно, типичной для лиственных лесов и зеленых полей.
Темные, плотные леса могут дать примерно такую же кривую с
ординатами, уменьшенными примерно вдвое. Имеются, конечно, сезонные
вариации, которые следует учитывать. Почвы имеют альбедо от 0,03 до 0,08
в большей части видимого диапазона. В ИК спектре, начиная с А, = 0,7-:-
1,0 мк, их альбедо возрастает до 0,25. Отражательная способность
песка, равная от 0,10 до 0,18 при А, = 0,4 мк, возрастает в видимом
диапазоне до 0,25—0,45 при А, = 0,7 мк и может далее возрастать от 0,5—0,7 в
ИК спектре (Л, = 0,7-М,0 мк). Прерия, степь, тундра, кустарник, пустыня
46

и т. д. имеют характеристики, состоящие из различных пропорций
описанных выше типичных характеристик.
Альбедо свежевыпавшего снега 0,83—0,90 при Х = 0,4 мк и
постепенно уменьшается до величины 0,6 при Х = 0,9 мк. На ^=1,5 мк
спектральная характеристика резко обрывается и альбедо снега за пределами
К = 2 мк практически равно нулю. Отражательная способность старого
снега существенно ниже и зависит от степени его загрязнения.
Альбедо самых белых облаков может достигать 0,8 в видимой части
спектра, а за ее пределами из-за поглощения водой и парами
постепенно снижается до величины 0,5 на Х = 2,5 мк. Менее плотные облака или
облака, содержащие более крупные капельки, имеют меньшую
отражательную способность облаков. В среднем отражательная способность,
облаков принимается обычно равной 0,5.
0,6
0,5
0,4
V
0,4 0,6 0,8 1,0 1,2 1,4 1,6 1,8 2,0 2,2 2,4
Длина болны\мк\
Рис. 1.2.7. Альбедо растений, богатых хлорофиллом
Величины альбедо, приведенные выше, носят, естественно,
оценочный приблизительный характер и это не только потому, что поверхности
не очень четко определены, но и потому, что все эти величины зависят
также от угла падения приходящей радиации. То же самое значение
имеет и тот факт, что угловое распределение отраженной радиации в
общем даже приближенно не подчиняется закону Ламберта. Хорошо
известно, что неровные шероховатые поверхности, будь то залегания
гравия или горный хребет, отражают свет наиболее сильно в
направлении источника и лишь очень малая часть света отражается по закону
зеркального отражения, и это потому, что поверхности, имеющие очень
пологие наклоны, освещены очень слабо, а зачастую вообще находятся
в тени. Песчаные поверхности, как правило, также обнаруживают этот
эффект, хотя следует отметить, что некоторые белые пески имеют
тенденцию проявлять эффект обратный. Леса и поля тоже являются своего
рода шероховатыми поверхностями в этом отношении, но их
отражательные характеристики могут в сильной степени зависеть и от ветра.
Законы отражения могут быть весьма неожиданными. Так в литературе
описан случай изучения отражательных характеристик поля пшеницы
при угле высоты Солнца 40°. Сильное отражение имело место в
обратном направлении к источнику и в зеркальном ему направлении, но
практически никакого отражения вверх при этом не наблюдалось. Свежий
снег отражает в соответствии с законом Ламберта, а характеристики
старого снега, наста, более близки к характеристикам шероховатых
поверхностей.
Из общей средней расчетной величины альбедо Земли, оцениваемой
равной 0,35, примерно 0,25 обусловлено отражением облаками,
покрывающими в среднем половину земной поверхности. Характеристики отра-
47

жения непосредственно вершинами облаков изучены еще недостаточно.
Можно было бы предположить, что в случае неровной структуры
вершин облаков они ближе должны соответствовать шероховатым
поверхностям так, что при достаточно малых углах высоты Солнца большая
часть света должна отражаться обратно в направлении источника. В
действительности же более обычным для таких вершин облаков бывает
обратное явление, что вызывается, по-видимому, сильным рассеянием
вперед на капельках воды. Кроме того, в силу довольно очевидных по-
0,3
0,2
0,1
I I I I I I 1 1 1 I
О 30 60 90
Высота Солнца [град]
Рис. 1.2.8. Теоретическая отражательная способность водной
поверхности в спокойном состоянии и при различном ветре
добных же причин, отражательная способность облаков будет много
больше для малых, нежели для больших высот Солнца над горизонтом.
С другой стороны, мощные кучевые облака действительно наиболее
сильно отражают свет в направлении источника.
Отражательная способность воды. Океаны представляют особый
интерес, поскольку они покрывают более двух третей земной
поверхности. Теоретические зависимости, характеризующие отражательную
способность спокойной водной поверхности, неприменимы для
неспокойного моря. Более того, некоторая часть падающей радиации диффуз-
но отражается пузырьками воздуха, взвешенными частичками вещества
и молекулами воды, а отражение рассеянного света атмосферы дает
дополнительную диффузную компоненту отраженной радиации. На
рис. 1.2.8 приведены теоретически вычисленные в зависимости от
высоты Солнца отражательные способности водной поверхности как при
отсутствии ветра, так и для различных ветровых условий. При этом
предполагалось, что наклоны водной поверхности в системе ветровых
волн распределены по закону Гаусса.
48
. Спокойная поверхность
-Легкий ветер
Ml
\\^ Ветер около 5 м-сек'1
-Сильный ветер

Следует отметить, что необходимые для точных оценок
характеристики ветра и ветровых волн в принципе могут быть определены
непосредственно по виду отраженного водной поверхностью солнечного
блика по методу, предложенному академиком В. В. Шулейкиным [89]. Не
останавливаясь на деталях этого метода оценки волнения, приведем для
иллюстрации общий вид солнечного блика при скорости ветра около
4,5 м-сек~1 и при угле высоты Солнца 50° (рис. 1.2.9). Максимум ин-
Рис. 1.2.9. Фотография поверхности океана при ветре 4,5 м-сек~
и угле высоты Солнца 50°
тенсивности расположен вблизи центра отражения или несколько
позади его. Дорожка отраженного света простирается вдаль почти до
горизонта, тогда как назад от центра отражения — всего лишь до 20—
25°. Примерно настолько же она распространяется и в стороны.
Поверхность спокойного моря при достаточно больших высотах Солнца будет
представляться по наблюдениям со спутника совершенно черной.
Определение альбедо Земли может быть выполнено по средним
метеорологическим данным. В связи с тем, что величина потока излучения,
отражаемого Землей, весьма сильно зависит от степени облачности, то
для оценок величины нагрева спутника за счет альбедо, равно как и для
оценок средней яркости планеты, следует учитывать широтные и
сезонные изменения полной облачности, высоту различных видов облачности
и степень покрытия неба облаками. Следует учитывать далее
интенсивность потока радиации Солнца на границе атмосферы и уходящей
радиации. Общие данные по этим вопросам можно получить в
работах [45], [46], [48], [60], [49] и [13]. Для расчетов могут далее потребоваться
данные о сезонном и географическом распределении полной облачности
4 2377
49

и отражательной способности различных видов облаков. Здесь следует
отметить, что эти данные для южного полушария получить сложнее в.
силу меньшей его изученности. Некоторые авторы считают, что общая
облачность южного полушария больше общей облачности северного.
В целом рассмотрение этого вопроса показывает, что сезонные вариации
альбедо Земли невелики, чего нельзя сказать о широтных. Расчеты,
выполненные с учетом распределения облачности по земному шару,
показывают, что средняя величина альбедо изменяется от 27% в субтропиках
до 45% в более высоких широтах.
Для практических приближенных расчетов в качестве предельных
характеристик рекомендуется для субтропических районов брать
безоблачное небо и пятидесятипроцентную облачность, а для более высоких
широт — порядка 60° — двадцатипятипроцентную и
семидесятипятипроцентную облачности.
Как легко заключить из предыдущего, вопрос о точном расчете
теплового режима спутника и о представлении поля распределения яркости
Земли еще далек от своего окончательного решения. В конечном счете
проблема сводится к успешному прогнозированию метеорологических в
других данных. Существенное значение здесь будет играть создание
глобальной спутниковой метеорологической системы.
Классическим способом определения величины альбедо Земли
является регистрация так называемого «пепельного света Луны», т. е.
измерение яркости освещения Землей тех ее участков, которые не освещены
Солнцем. Измеренное таким образом альбедо оказалось в пределах
между 32 и 52%'., Наименьшая величина альбедо оказалась при этом
соответствующей июлю и августу, а наибольшая — октябрю. Разумеется,,
этот результат сильно зависит от географического расположения места,,
с которого велись наблюдения. В конечном счете результаты изучения
«пепельного света Луны» не противоречат тем средним значениям
величины альбедо Земли, которые были приведены выше.
Планетарные и сезонные характеристики альбедо [45] определяются
также путем довольно приближенных расчетов — в основном по
распределению метеорологических элементов, поскольку фотометрические
измерения «пепельного света Луны» в некоторых отношениях менее
соответствуют различного рода задачам. Прежде всего они не дают
спектральных характеристик альбедо из-за спектральной избирательности
фотометров. Кроме того, они позволяют получать лишь интегральные
значения альбедо без географического его распределения, знание чего
в ряде случаев бывает весьма важно.
Для расчета альбедо может быть, например, использована
следующая очевидная зависимость:
Л5=(Лп+Ла)(1— яоб) + (Л;+Лоб) -лоб,
где Л5— альбедо системы «земная поверхность — атмосфера»;
Лп— альбедо земной поверхности;
Ла—альбедо безоблачной атмосферы;
Л0б — альбедо облачности;
А'а — альбедо слоя атмосферы выше облаков;
я0б — степень облачности.
Альбедо подстилающей поверхности и облаков определяется в
данном случае по отношению к суммарной радиации, достигающей
соответственно Земли и облаков, в то время как альбедо безоблачной
атмосферы Ла и Л'а — по отношению к внеатмосферному потоку солнечной
радиации. Метод вычисления не является строгим, поскольку не
учитывается ослабление потока альбедо атмосферой — получаются несколько
завышенные значения (примерно на 6%).
50

чо\
20
0
20
*t0
У у
130
/
~W7^^
\р-' \
160 170 ПО 110
J5 XsL ^a\.
Я7 5Z7
^^^^%^
JL35^
М- -35
7S
Я7 Л7 447 7tf 700 130 150 170 ПО 110
?гН[*#
жлг^
T^/Wi^S/
>*0-*р
{ (0
£2^JV--r
\ V
^Х-чеяЯг>^
\^Г
J J0
( ^
^J^
80 50
50 N>^/\
\>с: \д/ ^**э \ ч^
_*/"&—Л—— Т\
Ш2
7/7 jU-il J) J
"\ I / / '' I —\—/-
^ ^Tv^
__ V-^iiiaI
I I
1^ / /
^° ^^ ^х^
^^^^"^
L+0
20
2J
W
130 160 170 №0 110 80-50 20 10 W 70 W0130 160 170 ИО 110 80 JO
Рис. 1.2.10. Распределение средних годовых значений альбедо системы «земная поверхность — атмосфера» по земному шару [45]

Зима Весна Лето Осень Зима
Рис.
ние
Выполненный с помощью этого метода расчет географического
распределения среднегодичной величины альбедо дает картину,
приведенную на рис. 1.2.10. Величины альбедо приблизительно соответствуют
значениям, приведенным выше. Для отдельных месяцев распределение
альбедо является более пестрым.
Для Земли в целом сезонного изменения альбедо практически не
наблюдается. Среднеширотные
значения альбедо изменяются со
временем года сложным образом. Эти
изменения приводятся на рис. 1.2.11.
Здесь, как и на карте, отчетливо
обнаруживается минимум альбедо
в субтропиках (область
минимальной облачности, субтропические
стационарные антициклоны). Альбедо
здесь уменьшается до 27%. Этот
минимум смещается летом к северу,
зимой — к экватору.
ТЕПЛОВОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ
ЗЕМЛИ [114]
Как уже отмечалось, Земля
излучает в инфракрасной области как
абсолютно черное тело, имеющее
температуру 251° К. Эта
аппроксимация справедлива для Земли в
целом. Более детальное рассмотрение
излучательных характеристик
различных видов земной поверхности
показывает, что большая часть их,
включая снег и воду, может
рассматриваться в инфракрасной части спектра как абсолютно черные тела.
Это допущение связано с завышением излучательной способности всего
на величину порядка 10%. Как абсолютно черное тело считаются
излучающими и облака.
Сложность проблемы заключается в том, что то тепловое излучение,
которое воспринимается космическим аппаратом, лишь частично
связано непосредственно с земной поверхностью или вершинами облаков.
Углекислый газ и вода имеют сильные полосы поглощения в том
диапазоне волн, в котором излучает Земля, и, таким образом, оказывают на
это излучение очень сильное влияние. Одна из таких полос С02
простирается от 12 до 18 мк с максимумом на 14—16 мк. Поскольку
концентрация С02 значительна и в стратосфере, то излучение в области Х=14-:-
16 мк соответствует излучению абсолютно черного тела с температурой
стратосферы. Вблизи краев полосы степень поглощения радиации
существенно меньше, но поскольку излучение имеет место не только в
вертикальном направлении, но и при наклонных углах, то в результате
эффективная длина пути луча оказывается гораздо больше толщины
стратосферы. В конечном счете влияние поглощения углекислого газа
приводит к тому, что основная радиация в этой части спектра
соответствует излучению с температурой порядка 230° К.
В области спектра 8,3—12,5 мк земная атмосфера имеет окно
прозрачности. Но даже и в этой области спектра излучение, воспринимаемое
космическим аппаратом, лишь приблизительно соответствует
температуре земной поверхности или вершин облаков. В этом диапазоне
сказывается некоторое поглощение радиации пылью и водяным паром
(дымка). Кроме того, на краях диапазона имеются полосы поглощения водя-
1.2.11. Среднеширотное распределе-
альбедо системы «земная
поверхность— атмосфера» в различные сезоны
(в процентах) [45]
52

ного пара и углекислого газа. Более того, несколько более слабых полос
расположено и внутри окна. Поэтому при высокой абсолютной
влажности и при наклонных углах визирования поглощение оказывается
существенным и внутри окна прозрачности. Учет этого поглощения
приводит к тому, что эффективное излучение Земли соответствует
температурам примерно на 15° меньшим, нежели действительная температура
земной поверхности. Кроме того, в рассматриваемой области имеется
полоса поглощения озона. Влияние этой полосы поглощения,
расположенной в области А, = 9,1-г-10,1 мк, приводит к тому, что эффективное
излучение в этой области оценивается как соответствующее
температуре примерно средней между температурами земной поверхности и
стратосферы. Для излучения, приходящего под наклонными углами, поглощение
озоном (из-за большого содержания его вдоль пути луча) сказывается
более сильно и оно практически соответствует температуре
стратосферы. Влияние озона осложняется изменчивостью его содержания в
атмосфере со временем, но поскольку само по себе влияние озона не
очень сильное, а вариации сравнительно невелики, то, как правило, оно
при расчетах не учитывается. Кроме того, следует учитывать и то
обстоятельство, что песчаные области имеют более слабое по сравнению с
другими районами излучение в диапазоне Я=7,5н-9,5 мк.
В области спектра ниже % = 8,3 мк имеется целый ряд сильных полос
поглощения молекул воды, практически полностью срезающих
интересующую нас в данном случае спектральную область излучения.
Содержание паров воды в атмосфере быстро падает с высотой и при наличии
данных о содержании воды влияние последней в этой спектральной
области может быть учтено. Вычисления дают обычно интенсивность,
соответствующую температурам, характерным для верхней части
тропосферы (на километр-два ниже тропопаузы). В отношении излучения,
приходящего при наклонных углах визирования, остаются в силе все
замечания, сделанные выше применительно к другим спектральным областям.
В спектральной области с длинами волн более 18 мк размещены
вращательные полосы воды, интенсивность которых резко возрастает с
увеличением длины волны. Кроме того, в области %= 17,5^-23 мк
простирается край упоминавшейся выше полосы поглощения углекислого
газа и начинается полоса воды, которые и образуют некоторое окно. Для
ясного неба радиация, уходящая в этой области спектра вертикально
вверх, соответствует температурам, характерным для атмосферы на
высоте 1,8—3,3 км, в зависимости от абсолютной влажности. На другом
краю окна, в области длин волн порядка 40 мк уходящее вертикально
ИК излучение соответствует температурам на высоте 8 км.
Вычисление потока собственного излучения Земли, как видим,
связано с необходимостью знать такие метеорологические элементы, как
распределение облачности и распределение содержания воды и озона по
вертикали. Необходимо, естественно, знать и распределение температур
земной (или водной) поверхности. Все это, естественно, затрудняет
вычисление потока собственного излучения даже в тех случаях, когда
требуется иметь даже довольно приблизительные оценки потока излучения.
Положение несколько упрощается тем обстоятельством, что уже
имеются данные по непосредственному измерению потока ИК излучения,
выполненные с метеорологических спутников.
Предварительные данные измерений, выполненных на спутнике
«Эксплорер-7», показывают, что поток теплового излучения,
регистрировавшегося спутником в тропиках, составлял в среднем 0,39 кал • см"2Х
У^мин,-1, а в высоких широтах — 0,31 кал • см~2 • мин-1. Имеются и более
поздние данные, полученные с помощью спутников серии «Тирос».
Спектры теплового излучения Земли в интервалах длин волн 7—20 и
14—38 мк исследовались также и на спутниках серии «Космос» [71]
53

, c^ 0,200
Измеренные величины теплового излучения сопоставлялись с
рассчитанными с учетом вертикального профиля температур и влажности.
Получено удовлетворительное согласие расчетных и экспериментальных
величин. В интервале Л,= 10-f-14 мк рассчитанные значения отличаются не
более чем на 10%. Полоса поглощения озона на Х = 9,6 мк в
наблюдаемых спектрах намного сильнее, чем в расчетных. В полосе поглощения
С02 (Л=14-т-16 мк) расхождения достигали 25%.
Вариации теплового излучения. Недостаточная изученность
содержания воды в стратосфере препятствует достаточно полному вычислению
уходящего излучения и его вариаций, а недостаточность
экспериментального материала не позволяет построить соответствующие
экспериментальные зависимости. Поэтому
0 2оо в имеющихся расчетных дан-
' ных уходящее излучение
иногда отождествляется с потоком
теплового излучения на уровне
тропопаузы, причем
возникающая в результате этого
допущения ошибка оценивается не
более 6%. На рис. 1.2.12
приводятся данные о сезонных ва-
^ ^ риациях среднеширотной ве-
°'320 \ | личины потока теплового излу-
°'Jl'0 %>** чения на уровне тропопаузы
^ '^ в северном полушарии [47].
о,зоо |^ На графике практически
всех широтах отчетливо
0,220
0,240
0,260
0,280
0,300
I
i
0,360
Зима Весна Лето Осень Зама
Рис. 1.2.12. Собственное излучение Земли в
зависимости от широты и сезона [47]
|§на
^Д обнаруживается максимум ухо-
!
дящего излучения в летние
месяцы. Максимум, как уже
отмечалось, приходится на
субтропики. Это средние
величины. В экстремальных случаях
отмечаются интенсивности
потоков, равные 0,394 кал • см~2Х
Хмин~1 (над морской
безоблачной тропической воздушной массой) и 0,140 кал • см~2 • мин~1 (над
высокими, холодными облаками).
Свечение ночного неба [114], [59]. В этом определении имеется
известная неточность. Строго говоря, свечение атомов и молекул верхней
атмосферы в ходе происходящих там реакций имеет место не
только ночью, но и днем, причем даже в последнем случае оно более
интенсивно, чем в первом. Дело заключается в том, что рассеянный дневной
свет много интенсивнее свечения газов атмосферы, так что днем его
практически невозможно было наблюдать наземными методами, что
и обусловило принятие термина «свечение ночного неба». В космических
исследованиях неточность термина, особенно в коротковолновой части
спектра, может оказаться более ощутимой, чем при наземных
наблюдениях, поэтому, вероятно, имеет смысл наряду с исторически
сложившимся термином «свечение ночного неба» употреблять и термин
«свечение воздуха», что ближе соответствуют физическому существу
вопроса.
Свечение возникает по существу именно в тех областях, где
движутся космические аппараты и с этой точки зрения могло бы
рассматриваться как излучение космической среды. Но оно обусловлено
геофизическими процессами и поэтому рассматривается именно в разделе,
посвященном радиационным полям Земли.
54

Большая часть энергии излучения атмосферы в видимой области
спектра относится к излучениям в линиях % = 5577, 5893 и 6360 А.
Имеются и другие линии, как в видимой, так и в УФ областях спектра, но они
тораздо слабее. Преобладающее излучение — в линии Х=5577А —
генерируется на высотах около 85—95 км в слое примерно 25 км толщиной
■и наблюдается с космического аппарата в виде широкой и яркой полосы
на горизонте. Более слабые красные линии возникают, вероятно, на
высотах порядка 250 км и выше. Это излучение может приходить на
спутник как снизу, так и сверху.
Общая интенсивность излучения в различных спектральных
диапазонах длин волн имеет следующие величины:
Спектральный
диапазон длин волн
в мк
Интенсивность
излучения
в эрг-см—ъ.сек—^
до 0,72
0,002
0,72—1
0,05
1—1,33
0,06
1,46—1,86
0,3
2,0-4,5
0,3
Несмотря на относительно высокую интенсивность излучения в
последнем спектральном интервале, оно не играет существенной роли ни
в тепловом балансе, ни в других аспектах вследствие малой величины по
сравнению с тепловым излучением самой Земли в этом диапазоне и
может регистрироваться лишь при тангенциальных по отношению к
светящемуся слою направлениях визирования. Излучение воздуха зависит от
вариаций параметров атмосферы и через них особенно сильно—от
солнечной активности. Интенсивность может изменяться в несколько раз.
Изменчив и спектральный состав излучения. Интенсивность свечения
воздуха сопоставима с интенсивностью потока, приходящего от
освещенности больших городов индустриальных центров.
Ночное свечение в линии Лайман-альфа. Ракетные эксперименты,
имевшие своей целью обнаружение небесных источников излучения в
линии Лайман-альфа, обнаружили вместо этого довольно неожиданное
явление— свечение водородной геокороны с максимальной интенсивностью
в области, противоположной направлению на Солнце. Интенсивность
потока излучения составляет около 0,01 эрг • см~2 • сек~1. Водородная
геокорона простирается от Земли на несколько земных радиусов. Это
означает, что наблюдения слабых внеземных источников водородного
излучения возможны лишь с помощью космических ракет либо с помощью
спутников, движущихся по очень сильно вытянутым орбитам.
Атмосферное альбедо для этого излучения составляет 42%, поэтому поток его
будет падать на спутники и снизу.
Свечение в ИК области спектра. Ракетные эксперименты дают
основание полагать, что светящиеся в ИК области атмосферы четко
локализованы, причем они обнаруживаются и на высотах существенно
больших, чем это предполагалось ранее. Исследования проводились в
диапазоне X =0,8-7-40 мк и на высотах от 25 до 500 км. Эксперименты
проводились в различное время года и при различных по азимуту
направлениях наблюдения. Во всех случаях оказалось, что наиболее
интенсивное излучение имеет место в интервалах высот 250—300; 420—450 и
около 500 км (рис. 1.2.13) *. Это излучение имеет наибольшую яркость^
в области ^ = 2,5-^8 мк и наблюдается преимущественно в дневной
атмосфере, что является экспериментальным доводом в пользу
предпочтительности термина «свечение атмосферы». Максимальная интенсивность
* В последнее время 'предложена и другая интерпретация полученных в
описываемом эксперименте результатов (Марков М. Н. и др.).
55

излучения при наблюдении вдоль излучающего слоя достигает величин
(3—7) • 102 вт -м~2, что соответствует изотропному излучению 1 см3,
равному 10~3 эрг-сек-1. Экспериментально зарегистрирована и зависимость
излучения от солнечной активности.
Полярные сияния [114]. Излучение полярных сияний наблюдается
в видимой области спектра и в ближайших ее окрестностях, а также
в ближней ИК области. Яркие высокие сияния возникают примерно
через день после сильных вспышек на Солнце в средних или высоких
геомагнитных широтах, простираясь на расстояния сотен и тысяч
километров. Освещенность спутника, орбита которого проходит сквозь область
полярного сияния средних широт, может в это время оказаться
сопоставимой с освещенностью-
полной Луной. В высоких
широтах полярные сияния
имеют место, как
правило, на меньших
высотах— ниже 135 км. Это<
означает, что спутники
могут проходить, как
правило, лишь выше их. Во*
всяком случае следует
иметь в виду, что яркие
полярные сияния средних
широт имеют место
сравнительно редко, а в
высоких широтах это довольно-
обычное явление.
Различимые полярные сияния
имеют место практически
каждую ночь в области
геомагнитных широт бо-
что полярные сияния имеют
место именно в области высоких геомагнитных широт, а также и
учитывать несовпадение геомагнитных и географических координат.
Сумеречный свет [114]. Солнечные лучи вследствие преломления в;
атмосфере проникают и на близкие к терминатору области верхней
атмосферы ночной стороны Земли. Спутник будет освещен ими даже тогда,
когда Солнце находится на 1°.ниже горизонта. Поэтому спутник освещен
несколько дольше, чем это следует из геометрических соображений.
Степень этого,«избыточного» освещения зависит от параметров орбиты. При
малых углах наклона к эклиптике длина отрезков орбиты, находящихся
в сумеречной области, может достигать несколько дуговых градусов.
Следует учитывать далее, что атмосферное поглощение и рассеяние сильно,
ослабляют сумеречный свет за счет больших оптических толщин
атмосферы, которые приходится проходить лучам. Синяя часть спектра почти,
полностью отсутствует и даже красная часть приходит сильно
ослабленной — примерно в несколько тысяч раз.
Когда Солнце только что скрылось за кажущимся горизонтом,
атмосферное рассеяние образует сумеречную дугу, простирающуюся до высо-;
ты 30—40 км. Свечение имеет место даже тогда, когда Солнце скроется
на 10° ниже горизонта, заметный многократно рассеянный свет может
наблюдаться и при еще больших углах погружения Солнца.
Наличие атмосферы у Земли, Марса, Венеры означает, что за счет
освещения сумеречным светом их спутники не будут находиться в
типично ночных условиях сразу же после перехода на ночную сторону этих
планет. Спутник лишенной атмосферы Луны оказывается в глубокой
тени сразу же после погружения Солнца за геометрический горизонт.
1^
г,
600
900 V
гоо
1958 г
1963 г
136Z2
л
■лп
100 200 300 Ш
Высота [/га/]
500
Рис. 1.2.13. Интенсивность излучения верхней
атмосферы в инфракрасной области спектра
лее 70°. При расчетах следует иметь в виду,
56

1.3. РАДИАЦИОННЫЕ ПОЛЯ В КОСМОСЕ
РАДИАЦИОННЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЛУНЫ
И ЕЕ ОКРЕСТНОСТЕЙ [114]
Луна представляет собой для космических аппаратов наиболее
интенсивный источник света на ночном небе и вторым после Солнца
основным источником света для спутников Луны. Фотовизуальная величина
полной Луны отличается от фотовизуальной величины Солнца примерно
на 14,08. Это означает, что в районе Х=5400 А яркость полной Луны при
наблюдении с Земли составляет в среднем (для средних расстояний)
'3000 ЗШ 3800 WOO l+600 5000 Я00)$
Рис. 1.3.1. Относительная спектральная отражательная
способность Луны
примерно V430000 от яркости Солнца. Это отношение постепенно
уменьшается в сторону более коротких волн и резко падает в
ультрафиолетовой области спектра (рис. 1.3.1). Тенденция возрастания кривой,
изображенной на рисунке, продолжается и в инфракрасной области спектра.
Поскольку термин «полная Луна» является в известной мере
условным— в этот момент имеет место затмение Луны — то в
действительности приводимые данные представляют собою результат экстраполяции к
нулевой фазе.
Вариации полной яркости Луны в зависимости от фазового угла
даются в табл. 1.3.1.
Таблица 1.3.1
Фазовый угол [°]
Относител!
Прибывающая Луна
1 Убывающая Луна
0
10
> н а я полн
1,0 1 0,81
1,0
0,750
20
30
40
50
60
70
ая яркость Луны
0,6161 0,4821 0,356| 0,2811 0,2201 0,167
0,572
0,445
0,342
0,264
0,204
0.148|
Продолжение
Фазовый угол [°]
80
90
100
ПО
120
■Относительная полная яркость Луны
Прибывающая Луна! 0,121 1 0,085 I 0,057 1 0,039 1 0,025
Убывающая Луна
0,105
0,078
0,058
0,041
0,027
130
140
0,01610,0096
0,017
0,0096
57

Величины полной яркости даются как для прибывающей, так и для
убывающей Луны, поскольку в значениях яркости при этом
обнаруживаются расхождения. Средняя относительная яркость на единицу
освещенной площади может быть получена, если приведенные величины раз-
1 + cos 0 г
делить на , где 8 — фазовый угол.
На рис. 1.3.2 показано изменение яркости во время лунного
затмения для двух длин волн. В течение 2,5 час яркость была менее 10% от
яркости полной Луны и в течение 2 час она была менее 1 %. В середине
затмения относительная яркость составляла 0,003% для Х = 5458А и
I'
§ 2
&>
** 3
\
% *
% 5
g
1 6
1 7
|
^ 8
я
V
l! I
1
5 Щ
к 1
р—^-j——.
\
-
^
L
х\
\
у
\
ч
\
А
!
I)
(
\
L
\)l
^У
\
/
1
1
1
V
о
5458 Ао
1! 6230А
ll t
//
/
1/
II
И
1/
1
|
,
1
2102 2200 2302 2400 Ш
Время
~чась!\
1
1
k
1
<£
^3
|
Ъ
1
1
10'3 ^
1
с&
1
1
§
1
10~5 ^
Рис. 1.3.2. Вариации средней яркости Луны во время
затмения (в двух длинах волн)
0,005% для Х=6230А. Но эти данные следует рассматривать как
ориентировочные, поскольку вследствие малости потока( излучения в этом
случае возможны ошибки, по крайней мере, в три раза, а цвет может
изменяться от медно-желтого до кроваво-красного в зависимости от условий,
существующих в земной атмосфере. Обычно во время затмения диск
бывает темнее и краснее к центру, чем к краям лунного диска.
Отражательные характеристики лунной поверхности. Хотя многие
детали лунной поверхности имеют свои собственные специфические
оптические характеристики, тем не менее для спутника Луны может быть
сделана подборка некоторых средних характеристик. В большинстве
случаев конструктор спутника Луны мог бы рассматривать лунную
поверхность как комбинацию темных морей и более светлых материков и
различать оптические характеристики лишь этих двух видов поверхности.
Соответственно этому упрощенному рассмотрению лунной поверхности
более сложной областью является видимая сторона Луны с ее хорошо
известными всем темными морями. Фотографирование обратной
стороны Луны, выполненное автоматическими станциями «Луна-3» и «Зонд-3»,
58

3 *
Д £
о
со
В
1=3
\о
В
Он
к
3 *
о эВ
н о
О) Щ
CD £
S *3
в а.
So-
1-1 Л
*§
»в
о
д
а> £
>^
аз >=3
^в
д н
о о
w к
аЗ Cli
со ср
• аЗ
О
Н
О
»В
О
д
н
аЗ
а,
\о
о
аз
д
о
в д
a ^
2 в 3
^ д
аЗ <->
В ^ аЗ
н § 5
аз oj ^
« ^ и
3«о
со &
« К £
° и g
It1 _ И
>» ^ *3
^О со
О kg
cd t=r
2 S о
g§P.
О
о
н
аз
д
о
CD P
О
X
О
G
4 « 2
S
Б-
О
О
д
S
a g jj
5 ^ °
Д д
О)
Cv3
t=3
IS X
S
ВТ
д
Cv3
Н
О
0J
9< «
Я Э
О 5!
w w
и §
>» аз
• ■ о
о
ей
« ОЗ
ч о 5
и о в
й И И
лх S
в л^
аз cd ^
РЗ К о-
В
О аз
« Д
OJ cD
а, н
аз>§
о-> а, о
4 d; о
« и
аз
Оц Д
аз cd
х
о
CD
a
си
о
f-H
2 Й g .
д
о
«
S
CD
н
Cv3
1=3
д
о
1=3
о ..
CD
fr В
2 о
д ^
о 5
w со
ю
о
1=3
аз
со
аз
* «Я
О CD
д а.
о
РЗ
о
н
CD
О CD
О
Н
аз
РЗ
S
н 5
аз ей
О
CD
аз
Он
S Л о
*- н £
О О о
° ° д
Д НМ г.
X ОчЙ
^« а,
\о
о
аз
со
,N О
д н °
д о д
3^
к
1=3 О
2 CD
SgsaSm
1т1 ий Я
^*Ȥ
S e s
t3 d> 5
05
1=3
о
E «
Л t3
CD
3
t=3
1 Dn\D
CD E-1
P3 g
Й ^ g
^ Ю Д M
S CD аз И г- . -
аз СО CD
>^ CD
о н
Д
is
* »s
S cd
P
н 2
« л
аз Д
а Д
аз >^
X »=3
РЗ X „
О ф ч
&4 о
^ д
д о
CD Д
t< Д
аз >^ аз
д t; д
PQ »я
S
«
о
о
1=3
д
a 9S cj
РЗ РЗ Ю X CD
CD CJ ^ CD W
Д ^ _
^^ >^ Д w
Я аз s^
>^ Д Л 1=3 Д
^H Cu CD
Ч о
V Д
^ CD
^ CD
д Э &^
^ О К dJ
со
s
H
CJ
о
Д
си00.
<v со
РЗ •
о ^
с^ в _
9-( В
° 9S л,
о <n
а «со
РЗ ^
о
д
о £
В g,CD
в д §
РЗ д аз
»Г CD ^
н 3 =в
CD Д О
« Л t3
W t5 CD
аз cd \D
« H
В
CJ
О
д
н
аз
О
О
д
в
в
t3 Д
Ь <L> QJ
tf »=f В
go
аз
Д
О
X
»5f
as
s-
wc
se
X О
2 *
© oa
о
OS
sg
«1 о
в *
5 °
й) о
5 «
Л ев
о<
о
1
1
1
1
сп
^
о
о
ст>
со
о
о
4tf
со
о
о
CN
со
о
о
^ф
со
о
о
^ф
см
о
о
о
оо
1
г^
со
CN
о
т-Н
о
со
со
о
о
г^
^
о
о
СР>
со
о
о
со
со
о
о
т^
со
о
о
со
CN
о
о
о
h-
1
оо
с^
т-н
о
см
со
о
СО
оо
о
о
г^
ю
о
о
СО
^ф
о
о
о
^н
о
о
ю
со
о
о
г^
CN
о
о
о
СО
1
or»
о
о
СО
о
о
СО
сч
'—'
о
^н
^
о
о
оо
ю
о
о
т*
^ф
о
о
оо
со
о
о
о
со
о
о
о
ю
1
г^
ю
о
о
ст>
со
о
о
CJ)
оо
о
о
со
о
о
ю
г^
о
о
со
ю
о
о
см
*ф
о
о
^ф
со
о
о
о
^ф
1
со
^ф
о
о
см
•о
о
о
см
СО
о
о
СО
h-
о
о
т*
сг>
о
о
ю
со
о
о
о
ю
о
о
о
^и
о
о
о
со
1
го
со
о
о
ст>
со
о
о
00
^и
о
о
оо
ю
о
о
^
о
о
СО
оо
о
о
СП
СО
о
о
ст>
^
о
о
о
см
1
о
со
о
о
см
со
о
о
о
^и
о
о
^
о
о
со
ю
о
о
m
со
о
о
см
оо
о
о
СО
со
о
о
о
1
ю
см
о
о
СО
СМ
о
о
со
со
о
о
СО
со
о
о
о
^н
о
о
ю
о
о
о
г^.
о
о
,_
00
о
о
о
см
о
о
см
см
о
о
00
см
о
о
о
со
о
о
со
со
о
о
см
^ф
о
о
со
ю
о
о
СО
со
о
о
о
т-Н
ст>
о
о
ст>
о
о
^ф
см
о
о
t^
см
о
о
ст>
см
о
о
ю
со
о
о
см
*ф
о
о
CD
^
о
о
о
см
1^
о
о
00
о
о
о
см
о
о
-ф
см
о
о
СО
см
о
о
со
о
о
т^
со
о
о
о
^н
о
о
о
со
СО
о
о
t^
о
о
ь-
о
о
со
см
о
о
го
см
о
о
h-
см
о
о
о
со
о
о
S
о
о
о
^ф
ю
о
о
СО
о
о
СО
о
о
о
см
о
о
со
см
о
о
ю
см
о
о
00
см
о
о
о
СО
о
о
о
ю
^н
о
о
^ф
т-Н
о
о
ю
о
о
00
о
о
т-Н
см
о
о
со
см
о
о
СО
см
о
о
г^
см
о
о
о
со
1 1
1 1
| !
1 1
со
'-■ 1
о 1
о
СО
'-' 1
о 1
о
о
^ 1
о 1
о"
со
СМ 1
о 1
о
^
СМ |
о 1
о"
СО ^
см см
о о
о о
о о
ь- оо
О А аз д
В 2 «=3 Ч
G f-ч CD
г; s ^^
Д щ cj Д
Д н Д
cd аз аз ,-Г
а о ° »
С s I ^
3 а» 12 G
fi с? л О
К ^ щ к
В РЗ § ^
£ S.S CD
s S4 В о
^ ^ о о
РЗ Д g §
нн д О CJ
В >,в «
В 5 °
S s в ь
,5 ° Й си
^S д о в
5 £ о ^
н S к рз
^ К R
аз О
аз
В
en
ю
»в
о
с^З „
S РР ^ РЗ
аз (=3 к •
£ « ^ S
S й щ
Э в « о
2 и м н
5 ь g cd
О R Н
В CJ(D О
О «
X В >^ аз
CD С? >^ .
аз g В
Д cd В
о в; в
аз 2 t(
В аз oj
i=C tf В
РЗ
PQ

фактом, подтверждаемым данными с принятой точностью до третъега
знака.
Таблица 1.3.3
Отражательная способность лунных материков
(отраженный луч, расположенный в той же плоскости, что и падающий)
Угол

отражения е
[град]
—80
—70
—60
—50
—40
—30
—20
— 10
0
10
20
30
40
50
60
70
80
Угол падения / [град] |
0
0,028
0.036
0.043
0,051
0.061
0.072
0,086
0,102
0.124
0.102
0.086
0.072
0,061
0.051
0.043
0,036
0.028
10
0.043
0.052
0,062
0.072
0.087
0.104
0.126
0,108
0.084
0,073
0.060
0.052
0,042
0.035
0.025
0,017
20
0,045
0,051
0.058
0.067
0.081
0.109
0,131
0.110
0,088
0.072
0,062
0.053
0,047
0.037
0,032
0,025
0,017
30
0,062
0,074
0,087
0.103
0.124
0.143
0.120
0.098
0,078
0.064
0,053
0,042
0,035
0,030
0.025
0,022
0,020
40
0,075
0,087
0.100
0.124
0,161
0,124
0,092
0.074
0,061
0,053
0,046
0,037
,0.031
0,027
0,024
0,022
0,020
50
1 0.102
0,120 ■
0,150
0,193
0,144
0,100
0.079
0.065
0.052
0.045
0.037
0.032
0,027
0,025
0,025
0.025
0,025
60
0,190
0.248
0,171
0.117
0.090
0,072
0,058
0.047
0,040
0,034
0.030
0.027
0.026
0.025
0.025
0.025
70
0.362
0,243 1
0,156
0,П2
0.089
0.073
0,061
0,050
0,045
0,038
0.035
0.032
0.030
0,027
0,027
0,027
Указанием на расхождение данных является отклонение от
принципа взаимности. Согласно этому основному закону отражения, который
должен соблюдаться для любых поверхностей, для любых произвольных
направлений 0! и 02 (углы отсчитываются от нормали к поверхности),
справедливо следующее соотношение: отношение яркости поверхности1
при ее наблюдении под углом 02 к произведению интенсивности луча,
падающего под углом 9 ь на косинус '9 i равно отношению яркости
поверхности при ее наблюдении под углом 9ь к произведению интенсивности:
луча, падающего под углом 02, на косинус '9 2- Поскольку косинус в виде
множителя в знаменателе уже включен в величины, приводимые в
таблицах, то, очевидно, каждая величина должна сохраняться, когда i и &
взаимно заменяются. Рассмотрение таблиц показывает, что для
большинства пар значений углов это согласие бывает достаточно хорошим»
но для некоторых других случаев имеет место существенное
рассогласование. J
Другое расхождение обнаруживается, когда эти данные
сопоставляются с приведенными ранее данными для полной Луны. Яркость полной
Луны составляет 12,4% от яркости белого ламбертовского диска. Для
нормального падения и отражения отражательная способность
континентов и морей составляет соответственно 0,124 it 0,081. Средняя яркость
видимой стороны Луны будет поэтому составлять не 12,4%, а 10,3%,
поскольку площади морей и континентов в этом полушарии примерно
равны. Другое дело обратная сторона Луны. Здесь морей очень мало и по-
60

этому средняя яркость обратной стороны Луны будет лишь немного
меньше 0,124, вероятно, порядка 0,11.
Поскольку приведенные в табл. 1.3.2 и 1.3.3 данные получены по
измерениям, выполненным в плоскости экватора, то они относятся
исключительно к случаю, когда падающий и отраженный лучи находятся в
одной плоскости. В литературе отсутствуют данные, относящиеся к более
общему случаю отражения света Луной. Имеются лишь указания на
то, что все одинаковые по своим свойствам области (материки, моря),
лежащие на одном и том же меридиане, обладают теми же самыми
вариациями яркости с фазой.
Путем геометрических преобразований на основании отмеченного
факта были вычислены величины отражательной способности лунных
морей и материков в направлении, перпендикулярном плоскости
падающего луча. Полученные значения приведены в табл. 1.3.4 и 1.3.5.
Таблица 1.3.4
Отражательная способность лунных морей
(отраженный луч в плоскости, нормальной к плоскости падения)
] Угол
] отраже-
] ния е
[град]
10
1 20
30
40
50
60
70
80
Угол падения i [град] \
10
0,062
0,050
0,039
0,035
0,032
0,027
0,026
0,024
20
0,050
0,046
0,038
0,034
0,032
0,028
0,026
0,026
30
0,039
0,038
0,037
0,033
0,032
0,030
0,027
0,028
40
0,035
0,034
0,033
0,033
0,032
0,032
0,027
0,031
50
0,032
0,032
0,032
0,032
0,033
0,033
0,032
0,035
60
0,027
0,028
0,030
0,032
0,033
0,038
0,038
0,042
70
0,026
0,026
0,027
0,027
0,032
0,038
0,047
0,054
80
0,024
0,026
0,028
0,031
0,035
0,042
0,054
0,080
Таблица 1.3.5
Отражательная способность лунных материков
(отраженный луч расположен в плоскости,
перпендикулярной плоскости падающего луча)
Угол
j
отражения е
1 [град]
10
20
30
40
50
60
70
80
Угол падения / [град]
10
0,095
0,084
0,074
0,061
0,052
0,045
0,043
0,029
20
0,084
0,076
0,070
0,061
0,052
0,046
0,044
0,030
30
0,074
0,070
0,066
0,060
0,054
0,046
0,045
0,032
40
0?061
0,061
0,060
0,056
0,055
0,048
0,046
0,037
50
0,052
0,052
0,054
0,055
0,050
0,051
0,050
0,047
60
0,045
0,046
0,046
0,048
0,051
0,052
0,055
0,064
70
0,043
0,044
0,045
0,046
0.050
0,055
0,065
0,082
80
0,029
0,030
0,032
0,037
0,047
0,064
0,082
0,114
Тепловое излучение Луны [114]. Распределение эффективных
радиационных температур (для теплового излучения) освещенной Солнцем
стороны Луны и для нескольких фазоьых углов приведено на рис. 1.3.3
и 1.3.4.
61

На первом из рисунков нанесены контуры эффективной
радиационной температуры в зависимости от углов падения солнечного света и
углов наблюдения теплового излучения для случая, когда оба этих
направления находятся в одной и той же плоскости или, иначе говоря, когда
наблюдение проводится в той же плоскости, в какой находится и падающий
луч. Как и следовало ожидать, эффективные температуры имеют
тенденцию быть максимальными, когда не только плоскость, но и направление
наблюдения совпадает с направлением падающего солнечного луча, од-
i /
^v
100
80
\
I
2?
го
о1
0
\ го
1 W?
Г 60
70
80
1 30
90
- 80
60
ио
_zoo
1 IGfJLLIIiyiJ
-го
^
\
S
100
ш
U L
-40
но
\
к
(
\
I
120
"60
с
130
"*«<•
^
X
Л
\
N
N
j3\l
Лк\
\N
Л
\ \
\Ч\
ш
I i //
ш
л
-80
-60
■40
-20
20
40
60
80
Угол наблюдения ^ [град]
Рис. 1.3.3. Эффективные температуры теплового излучения освещенной Солнцем
стороны Луны. Плоскость наблюдения совпадает с плоскостью падения
нако это выражено не столь резко, как можно было видеть при
рассмотрении вопроса об отраженной радиации. На рис. 1.3.4 данные о тепловом
излучении нанесены в тех же самых координатах, но относятся к случаю,
когда наблюдение проводилось в плоскости, перпендикулярной
плоскости падения солнечного луча. Оба этих рисунка представляют средние
характеристики для всего лунного диска. Никакой попытки исследовать
отдельно характеристики морей и материков не предпринимались. Более
гого, не учитывалось и лунное время дня, хотя теплопроводность
материала лунной поверхности должна была бы дать некоторый сдвиг фаз.
Имеются данные, что этот сдвиг фаз мал для большей части освещенной
Солнцем поверхности Луны, но вместе с тем следует ожидать, что
влияние тепловой инерции может оказаться существенным вблизи плоскости
терминатора, границы освещенной и неосвещенной Солнцем сторон
Луны. Так, например, если для дневной стороны сравнись температуру
точки, лежащей по долготе в 5° после восхода Солнца, с температурами
в точке, находящейся на 5° перед заходом, то окажется, что в первой
точке температура будет примерно на 10—20° С ниже, чем во второй.
Помимо этого, существует и другой источник неопределенности, который
следует иметь в виду. Данные получены на основании наблюдения
сравнительно узкого спектрального участка, проникающего сквозь атмосферу.
Все это заставляет рассматривать приведенные величины как
ориентировочные, не претендующие на высокую точность.
Высотные исследования спектра излучения лунной поверхности,
выполненные в диапазоне Х=8,0-М0,4 мк с разрешением выше 0,2 мк, дали
62

спектральную зависимость, несовместимую со спектром излучения
серого или абсолютно черного тела любой температуры. Для температуры
поверхности, равной 120° С, вычисленные величины излучения
изменяются от 1,0 при Х=8,5 мк до 0,9—0,93 при К= 10,0^-10,4 мк [138].
Наблюдения, выполненные с помощью высотного аэростата, дают
возрастание отражательной способности Луны в ИК области с длиной
волны, по крайней мере, до 2,3 мк. Точно такая же зависимость
отражательной способности наблюдается у измельченного в порошок камня,
облученного затем низкоэнергичными протонами, хотя в общем
отражательная способность необлученного измельченного камня выше, чем
облученного. Это сопоставление дает основание полагать, что цвел Луны
и альбедо являются результатом радиационного воздействия на
материал лунной поверхности.
Угол наблюдения \\> [град]
Рис. 1.3.4. Эффективные температуры теплового излучения освещенной
солнцем стороны Луны. Плоскость наблюдения перпендикулярна плоскости
падения
Температуры лунной поверхности снижаются от 215° К для тех
участков, которые только входят в области тени, до 150° К для точек,
лежащих на ночной стороне в 5—10° за терминатором. Затем падение
температуры становится примерно равномерным и составляет 0,3° С на градус
долготы, достигая примерно 120° К в середине ночной стороны и 90° К —
непосредственно перед восходом Солнца. Во время лунных затмений
температура лунной поверхности падает столь же резко, хотя, разумеется,
и не до столь низких величин. Так, для точки, лежащей вблизи центра
диска, температура падает от 371° К до 200° К во время первой,
частичной фазы затмения и продолжает падать до 175° К во время полного
затмения. В начале полного затмения температура падает со скоростью
30° С в час, а в конце (первого часа) со скоростью 7° С в час. Особое
значение лунных затмений, происходящих примерно 3 раза в год,
заключается в том, что спутник Луны будет находиться в условиях абсолютной
темноты примерно 2 или 3 часа. Это обстоятельство следует учитывать
при планировании лунных исследований с помощью искусственного
спутника Луны.
Гамма-излучения Луны. Первые измерения гамма-излучения Луны
были выполнены с помощью гамма-спектрометра, размещенного на
борту лунного спутника «Луна-101» [21].
Основной задачей этого эксперимента было получение первых
экспериментальных данных о вероятном химическом составе Луны. Но излу-
63

чение гамма-излучения представляет определенный интерес и с точки
зрения исследования радиационной обстановки на поверхности Луны.
Возможность изучения гамма-излучения Луны с помощью аппаратуры,
установленной на борту спутника, вытекает из отсутствия у Луны
атмосферы, которая могла бы поглощать это излучение.
Гамма-излучение лунной поверхности должно быть обусловлено
с одной стороны наличием в лунных породах естественных
радиоактивных элементов — тория и урана с продуктами распада, а также
радиоактивного изотопа калия К40.
20-10
J
I
I
0,51 Пик аннигиляции
Ю-103\
S-10J[
Энергия\Мэ(?\
Рис. 1.3.5. Спектры гамма-излучения,
зарегистрированные на орбите спутника
Луны и на траектории Земля—'Луна:
i—спектр вместе с фоном; 2—гамма-спектр
фона, обусловленного взаимодействием
космических лучей с материалом станции; кривые 3
и 4 соответствуют кривым / и 2 при их
пересчете к условиям лунной поверхности
Знергия\мэв\
Рис. 1.3.6. Спектры гамма-излучения
лунных пород (на высоте 700 км):
/—спектр лунных пород после исключения
фона; 2—спектр излучения, обусловленного
взаимодействием космических лучей с
лунными породами (мгновенное излучение и
распад образующихся под действием
космических лучей изотопов); 3—спектр
гамма-излучения, связанного с распадом
естественных радиоактивных элементов К, Tib
и U, содержащихся в лунных породах
Измерения гамма-излучения проводились во многих точках,
охватывающих широкие области, включающие районы материков и морей
как на видимой, так и на обратной стороне Луны, что позволяет считать
полученные данные достаточно характерными для всей Луны в целом.
Для характеристики полученных результатов на рис. 1.3.5 приводится
один из первых гамма-спектров, полученных на борту «Луна-10», когда
станция находилась на окололунной орбите. На этом же графике
приводится и спектр фона, вызванного взаимодействием космических лучей
с материалом станции. В результаты введена поправка на
экранирование Луной.
По сравнению с условиями в межпланетном пространстве скорость
счета на орбите около Луны (высота 350—1050 км) возрастает на 30—
40%. Эффект, связанный с взаимодействием космических лучей с
материалом станции вблизи Луны, уменьшается за счет экранировки части
€4

потока космических лучей Луной и составляет 78—89% от фона в
межпланетном пространстве. Таким образом, доля гамма-излучения от
Луны составляла примерно 0,6 от гамма-излучения, обусловленного фоном
взаимодействия станции с потоком космических лучей.
На рис. 1.3.6 приводится спектр гамма-излучения лунных пород
после вычитания фона. Кривая 1 этого графика представляет собою
разность кривых 1 и2 предыдущего графика на рис. 1.3.5.
Общий фон гамма-излучений на поверхности Луны существенно
выше фона на поверхности Земли за счет того вклада, который обусловлен
взаимодействием космических лучей с лунной поверхностью.
На рис. 1.3.6 указаны также основные гамма-линии,
идентифицированные в спектре. Рассмотрение возможных ядерных реакций,
являющихся источником излучения в этих линиях, позволяет сделать
определенные суждения о распространенности различных химических
элементов в лунных породах.
В заключение следует отметить, что результаты измерений не
обнаруживают существенного различия в спектрах гамма-излучения над
различными участками лунной поверхности, включая районы материков и
морей. Зарегистрированные изменения интенсивности оказались не
более 40%.
Рентгеновское излучение Луны. В общем комплексе задач,
решавшихся при запуске спутника «Луна-10», был и эксперимент по измерению
рентгеновского излучения Луны [58], которое может возникать в
результате переизлучения и рассеяния лунной поверхностью рентгеновского
излучения Солнца, бомбардировки Луны быстрыми частицами солнечного
ветра и электронами шлейфа магнитосферы Земли, а также за счет
естественной и наведенной космическими лучами радиоактивности Луны.
С практической точки зрения исследование рентгеновского излучения
Луны представляет интерес как для изучения состава лунных пород и их
распределения по поверхности Луны, так и для изучения радиационного
фона на Луне. Полученные в ходе эксперимента результаты, по крайней
мере, в тех пределах, в каких их удалось интерпретировать, не позволили
сделать вывода о наличии рентгеновского излучения Луны,
превышающего космический фон и чувствительность аппаратуры.
РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ЛУНЫ И ПЛАНЕТ [125]
Радиоизлучение приходит к Земле не только от Солнца, но и от
Луны, от планет солнечной системы, от отдельных радиозвезд, рассеянных
по небу. Существует, кроме того, и фоновое космическое радиоизлучение,
интенсивность которого возрастает в направлении экватора и в
особенности — центра галактики.
Это излучение имеет по сравнению с другими ряд особенностей,
которые несвойственны другим видам излучений. Космическое
радиоизлучение распределено по спектру непрерывно. Исключение представляет
линия спектра с длиной волны А, = 21 см, генерируемая сверхтонким
переходом атомарного водорода.
Радиоизлучение Луны. Существует два лунных источника
радиоизлучения. Это тепловое радиоизлучение самой Луны и радиоизлучение
других небесных тел, отражаемое Луной. Тепловое радиоизлучение
измерялось рядом исследователей. Пиддингтон и Миннетт дают следующее
эмпирическое выражение для яркостной температуры:
Т---239 + 40,3cos (со/-— я),
где Т — температура в °К;
t— время, прошедшее от момента полнолуния [дни];
со— угловая 'скорость Луны относительно Земли, равная
0,23 рад/день.
5 2377
65

Выражение позволяет определить среднюю температуру диска и,,
стало быть, общую интенсивность потока теплового радиоизлучения
Луны. Более детальные исследования, проведенные Коутсом на волне
4,3 мм, позволили прийти к выводу, что моря нагреваются и
охлаждаются значительно быстрее, чем горные области. Известное исключение
представляет Море Дождей, температура которого всегда остается
несколько пониженной. Радиоволны различных длин излучаются
веществом лунных пород, расположенным на различной глубине относительна
лунной поверхности. Это обстоятельство делает радиоизлучение
единственным доступным в настоящее время методом температурного
зондирования лунных пород.
Вопрос об отражении Луной радиоизлучений, приходящих от
других источников, изучен очень мало. Известным исключением здесь яв-
Таблица 1.3.6 ляется отражение Луной
импульсов, посылаемых с Земли в ходе
радиолокационных ее
исследований. Тем не менее
предполагается, что радиоволны, излучаемые
другими источниками, могут от*
ражаться Луной, и эти
отраженные радиоизлучения могут быть
довольно интенсивными в
полнолуние во время всплесков
радиоизлучения. Совершенно
естественно, что интенсивность
отраженного излучения будет
зависеть, с одной стороны, от
интенсивности всплесков и, с другой, — от отражательных характеристик
лунной поверхности. Радиолокация Луны позволила определить поперечные
сечения рассеяния для различных длин радиоволн (табл. 1.3.6).
Применимость получениях коэффициентов только лишь к условиям
полнолуния, когда Земля находится на прямой Луна — Солнце,
обусловлена тем, что они получены радиолокационным путем, когда сигнал,,
посланный с Земли, возвращается снова на Землю, т. е. в условиях, ко^
торые аналогичны условиям полнолуния. Для любых других
геометрических соотношений необходимо проводить специальные эксперименты*
когда угол между падающим и отраженным лучом не равен нулю.
Очевидно, что такой эксперимент может быть выполнен только с
использованием космических аппаратов, которые могли бы регистрировать
излученный с Земли и отраженный под произвольным углом от Луны
радиосигнал. По своему существу он аналогичен более универсальному,
описанному в литературе экспериментальному методу — так называемой
двухпозиционной радиолокационной астрономии,., Совершенно очевидно
также, что такой метод исследования даст зависимость площади
поперечного сечения рассеяния в зависимости от угла между падающим и
отраженным лучом только для видимой стороны Луны, для одного
единственного положения излучателя относительно Луны. Для проведения
более широкого исследования отражательных характеристик Луны при
любом произвольном положении излучателя необходимо, чтобы и
излучатель был расположен на космическом аппарате.
С учетом отмеченного выше ограничения отражательных
характеристик Луны была вычислена интенсивность отраженного
радиоизлучения во время всплеска солнечного радиоизлучения (в полнолуние). На
длине волны 1,5 м типичная интенсивность всплеска составляет"
2,5-10~20 вт • м~2 • гц-1. При поперечном сечении рассеяния,
составляющем 10%, полный отраженный от Луны поток будет иметь интенсивность
2,4-Ю-8 вт-гц'1. При измерении на Земле или в ее непосредствен-
Длина волны X
м
0,6
0,7
1.0
1,5
2,5
Поперечное сечение
рассеяния в % от общей
площади лунного диска
3
7
От 5 до 9
От 6 до 10
ю 1
66

ной окрестности будет регистрироваться поток интенсивностью
2-Ю-26 вТ'ЛГ2 - гц~1, что соответствует интенсивности излучения одной
из наиболее слабых радиозвезд. Этот результат показывает, что даже во
время всплесков отраженное от Луны радиоизлучение невелико, а
отражение радиоизлучения спокойного Солнца — пренебрежимо мало.
Радиоизлучение планет. Радиоизлучение планет подразделяется на
тепловое, и нетепловое. Тепловое радиоизлучение практически не
изменяется со временем и предполагается, что оно является тепловым
излучением или поверхности планеты, или ее атмосферы. Достаточно
интенсивным, чтобы быть зарегистрированным на Земле, оно бывает лишь в
сантиметровом и дециметровом диапазонах. При длине волны более 1 м
интенсивность становится уже слишком малой для регистрации.
Экспериментально исследовалось тепловое радиоизлучение Марса, Юпитера
и Венеры. Результаты этих наблюдений приведены в табл. 1.3.7.
Таблица 1.3.7
Тепловое радиоизлучение Венеры, Юпитера и Марса
Планеты
Венера
Юпитер
Марс
Длина
волны X
м
0,0315
0,0315
0,0337
0,094
0,0086
0,0315
0,0315
0,0337
0,0375
о,юз
0,103-0,102
0,103—0,102
0,0315
Частота
V
Мгц
—
—
—
—
—
—
—
—
—
2,910
—
—
—
Интенсивность
потока
3,8-10-25
9,6-10-25
—
—
—
9,5-10-26
1,4.10-25
(0,27—0,62).
. 10-25
—
—
6,5-10-26

Температура диска Та
°К
620 ±110
560 ±73
575
580 ±230
410
140 ±56
145 ±26
165±17
210
395—860
640 ±85
315±65
218±76
Время
Начало мая
Нижнее
соединение 1956 г.
Апрель 1958 г.
25 июня и 7
июля 1956 г.
Нижнее
соединение 1958 г.
Май 1956 г.
Март 1957 г.
Июнь 1958 г.
Июнь-август
1958 г.
Октябрь 1959 г.
Сентябрь 1956 г.
Наблюдения, выполненные на более длинных по сравнению с
приведенными в табл. 1.3.7 волнах, показывают несообразно высокие
величины интенсивности излучения для Юпитера. Наблюдавшиеся яркост-
ные температуры показаны в табл. 1. 3. 8.
Предполагается, что это излучение носит не тепловой характер, а
генерируется свободно-свободными переходами электронов в короне
Юпитера или же 'является синхротронным излучением радиационных
5*
67

поясов этой планеты. Отмечалось далее, что это излучение изменчиво и
может изменяться вдвое за несколько часов наблюдений.
Таблица 1.3.8 Таблица 1.3.9
Длина волны
ж
0,208
0,214
0,31
0,68
Температура диска
°К
От 1000 до 4700
3500±1700
От 3800 до 6400
70 000 ±30 000
Сильно меняющееся радиоизлучение Юпитера наблюдается не
только на отмеченных выше длинах волн, но и на частотах от 14 до 43 Мгц —
длины волны соответственно от 21 до 6,9 м. Это излучение открыто в
1955 г., последующие наблюдения позволили получить более детальные
характеристики его. Прежде всего выяснилось, что оно практически
может считаться имеющим круговую поляризацию, обнаруживает в
активные периоды периодичность в 9 час, 55 мин, 28,8 сек. Есть основания
считать, что источники этого радиоизлучения локализованы на
поверхности планеты. Очень может быть, что это излучение имеет место и на
частотах менее 14 Мгц, но излучение этих длин волн столь сильно
ослабляется при прохождении сквозь атмосферу Земли, что полученные
результаты становятся ненадежными, регистрация их наземными
методами невозможна. Разумеется, что при установке соответствующей
приемной аппаратуры на космических аппаратах эта область спектра также
может быть исследована. Попытки регистрации этого излучения на
частотах более 43 Мгц оказались безуспешными. Следует отметить далее,'
что даже в диапазоне 14—43 Мгц излучение регистрируется далеко не
всегда. Периоды отсутствия этого нетеплового излучения могут длиться
по нескольку дней. Максимальные интенсивности этого излучения на
различных длинах волн приведены в табл. 1.3.9.
Сообщается (Краус, 1957 г.) об обнаружении нетеплового
излучения и при наблюдениях Венеры, проводившихся на частоте
26,7 Мгц. При этом максимальная интенсивность оказалась равной
8,9 • 10~22 вт • лг2 • гц~х. При этом была обнаружена периодичность в
13 дней. Это наблюдение нетеплового излучения Венеры является
единственным, а полученные при этом данные о периоде вращения Венеры не
согласуются с некоторыми другими данными.
Высказываются предположения о возможности существования
нетеплового излучения Сатурна.
Величина отраженного излучения планет слишком мала, чтобы быть
обнаруженной на Земле, но она может оказаться значительной в
окрестностях той или иной планеты.
КОСМИЧЕСКОЕ РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ
Помимо Солнца, Луны и планет, на небе существует большое число
других источников радиоизлучения, причем многие из них являются
довольно интенсивными. Вначале, когда космические радиоисточники
только начали изучаться, радиотелескопы имели столь малое
разрешение, что не позволяли определить угловые размеры этих источников.
Поэтому они считались только точечными источниками и по аналогии с
видимой областью спектра назывались «радиозвездами». Позднее было
обнаружено, что угловые размеры их довольно значительны w аналогия
со звездами оказалась неудачной.
Частота
Мгц
18
21
27
Интенсивность
излучения
[вт-м—ъ.гц—Ц
8,5-10-20
10-21
2,5-10-21
68

Точечные источники по своему расположению подразделяются на
два класса. Источниками 1 класса называются галактические источники,
расположенные в пределах 10° от галактического экватора. Источники
2 класса — это источники, рассеянные по небу. Наиболее вероятным счи-,
тается предположение, что эти источники — негалактические.
На основании широкого экспериментального исследования точечных
источников была составлена обширная таблица [125].
Космическое фоновое радиоизлучение. Помимо распределения
дискретных источников, приводится и распределение радиоизлучения по
небосводу. Несмотря на относительно невысокую по сравнению с
«радиозвездами» и спокойным Солнцем интенсивность радиоизлучения,
именно фоновое излучение дает основной вклад в интегральный поток
радиоизлучения, регистрируемый в окрестностях Земли. И только во
время всплесков радиоизлучения возмущенного Солнца основным
источником становится Солнце. Спектральная характеристика излучения
напоминает спектральную характеристику излучения Солнца — с
увеличением длины волны яркость неба возрастает. Распределение излучения
по небосводу неравномерное, максимальная интенсивность излучения
приходит от центра галактики.
Для построения карт распределения фонового радиоизлучения по
небосклону было проведено несколько съемок. Они были выполнены на
различных частотах. На основании результатов этих съемок были
построены карты фонового излучения (рис. 1.3.7), которые, к сожалению,
не охватывают северного полярного района. Карта радиоизлучения этой'
области неба на 400 Мгц приводится на рис. 1. 3. 8. Интенсивность
фонового радиоизлучения приведена на всех этих картах в небесных
координатах эпохи 1950 г. Эти координаты изменяются вследствие
непрерывной прецессии оси вращения Земли. Изменения могут быть
приблизительно определены на каждый данный момент времени с
помощью формулы:
Аа=3,07+1,34 sina-tg6;
Д6=20,0 cos a,
где а и б — прямое восхождение и склонение соответственно;
Да и Аб — годовые изменения прямого восхождения и склонения,
измеряемые в секундах времени и секундах дуги
соответственно.
Контуры на рис. 1.3.7 и 1.3.8 представляют собою изофоты или,
иначе говоря, линии равной яркости. На картах рис. 1.3.7 для каждого
случая указана ширина луча использовавшейся антенны (по половинной
мощности). Точность изофот ограничивается шириной луча. Абсолютная
точность карт должна быть не менее ±50%, а относительная точность
изофот на отдельной карте составляет не менее ±20%.
ДЛИННОВОЛНОВОЕ КОСМИЧЕСКОЕ И ИОНОСФЕРНОЕ
РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ [8], [79], [80]
Приведенные выше данные радиоизлучения различных небесных
источников относились к спектральной области, в которой атмосфера
не является препятствием для прохождения радиоволн. Для
получения информации об области спектра с длиной волны менее 1,25 см
и более 30 м приемники излучения необходимо уже вынести за пределы
земной атмосферы. Предпочтительнее такие эксперименты проводить не'
на ракетах, а на спутниках, поскольку именно они позволяют проводить
измерения в течение длительного времени. Важным условием является
и то,, что орбита спутников, предназначенных для регистрации
радиоизлучений, должна б]ыть высокой, чтобы быть вполне уверенным, что ре-
6?

a)
12 10 08 06 Oh 02 00 22 20 18 16 1k fZdL&aQ
8°
90
60
30
0
-JO
-60
(
s—
\
~~<
~s
s
\
)-
юОО'ч
J
J
/
U
A
\
I V
\ 1
)
*l
A/
У
j
<;
>
л
\/
у
/,*
fY
A
looo
(
)
/
V
\
^
•"-'
V
\
/
(
4
r
1 1
—1
ъ
-"-
У
*№
7^
-Z500—[^
??
)
■jJA
/
\a
fll
/
Луч анте/
\
"^"p
.(Nk
OvT
^\v
\N\
j\ Ж
A v
4vh
P<v
Wbi |
1 1 1
III
"ТГ
V
N
1Ц
&OfiZ
-V
ftN
\]v
v*
л=
\
Лсчги
1
\v
%4S<
■c
^
4,
^5>
&<76
P,
1
' f
V
s\
*\
?i^
^
\
^
\
\
\
r-
\
ч
6)
1Z 10 08 06 Oh OZ 00 ZZ ZO 18 16 ft IZdSya^
V
\
\
рои -i
Г°>
к)
\
«00
"S
^
<
,«л
J
(
\
/
/
^
ft
/\#
/
i
/
-f
' n ' '
Jm~
ni^r
1 ' ' '
<\
\
50
TjOO^
—-=:
J
i:
/
j
a
,
/
/
A
/
k
i[t
\
r
\
\
>
k N
V
^ЯРЛ
v<**
N.
К
s
\f
^\v
v
л^
^
*\
jV^
\>>^£
^
4
*^
\
\s
j
/
4
V.
L*
s
*4
Г4
^
_«»
roso—
>
1
—
V
ч N
/
k
•^
60
30
0
-30
-60
-an .
ej 12 10 08 06 Ok 02 00 22 20 18 16 1k 12dL\yac\
8°
SO r
60
JO
О
-JO
~60Tz W~~08 06 Ok 02 To ~Z2~~Z0"18 16 Ik 12d№q
г)
Рис. 1.3.7. Распределение радиояркостной
а — прямое восхождение;
г
^
7*"t
3hL
С
-£л
с
^=н
? —
I
/)
/
\ 1
4
ft
/
V
;
w
ГУ
7 \
Г
<7
(
1
Шх
^ч!
7*5н
Л(/ч UMirtcnnoi \j±
Ш
^
%
Г
^
ч\
VN
—^S
Л"
N.JF
"
^>г
v \
м
U'
(с
->
Щ
)\k N
h>
^
^Д г tS
^
—*
1
Л8о>
?vi
X
V
\ у
<
)
/
1
70

д)
12 10 08 06 Oh 02 00 2Z 20 18 16 14 12ы\4ас\
SO
60
30
-30
-60.
е)
(Г
90
60
V?
Ж
- Луч антенны о —
<s,*^^
" ГгГ;
—
№
f*80
£Й^-
1tf^>
ml
М
\\г?
180
\i
ъ
%
fs
Г
12 10 08 06 04- 02 00 22 20 18 16 14 12d.\fa^
P'sd
61
3*
M
45
гг\
jfO
-^
W
W
Ш-
1_^
01
■&>
>
ь-
r
to
Луч антенны <
100
H^
К
№
С, 151
_vm-
W
)
S
200 —
\ ^»
\ \
л
M,
n\-<
w^
£
^723
\ '
>4
VsN
10-
л
\\
—I l^Sa
-^
~N
Г
(
J-X
kM4^
5
^
:^35
180 I "
I I
S4
>j*9
■5l\
S&s
40*
60
30
0
-30\
"60
-0/7
ж,j 12 10 08 06 04 02 00 22 20 10 16 14 12 d^
6°
SOr
60
JO
0
-30
~}°12 10~~08 06 04 ~02 TO ~22 To Ц Тб 7£ 72*Щ
температуры:
6 — склонение
ч
о
30
щ
\
\
<*6
\\*
"\
)
/
s=
fe\
ж
Ss
го
'д
^
^
И
%
^.^
1
-"
}Ф
80
.,.J_

270°
Рис. 1.3.8. Распределение радиояркостной температуры на 400 Мгц для
северного полярного района
1525игц 725 кгц
10'
WL
101
10'
rf
%
<*§>
•• •• • •
••• \ ..®
moo
52000
56000
59000 г [л/и]
30 60
90
120 /50 t[MUH\
Рис. 1.3.9. Эффективная температура небосвода на 1525 кгц
(точки) и на 725 кгц (крестики)
7?

гистрируемое излучение является репрезентативным космическим
излучением, ни в коей мере не искаженным влиянием внешней ионосферы
Земли. Именно такой эксперимент и был осуществлен в числе других
экспериментов на спутнике «Электрон-2», апогей орбиты которого был
около 70 тыс. км.
Проведение эксперимента в течение длительного времени позволило
обнаружить спорадическое радиоизлучение на обоих
регистрировавшихся частотах — 725 и 1525 кгц. На основании полученных данных была
определена эффективная температура* небосвода (рис. 1.3.9). При
вхождении спутника в ионосферу (вблизи главного максимума)
систематически наблюдалось значительное ослабление сигнала на частоте
1525 кгц, обусловленное близостью плазменных частот /0 и рабочих
частот, что приводило к влиянию ионосферы на параметры приемной
аппаратуры.
/и
—N
^Г
CV3
^
ю7
0
+к
+
0 30
+
+
+%ф +
+
+ +
*
60
•f
+
+
+ +
■+
4
+ + +Н-
+
90 г ЦО
+
+
+ ++
■+• +
-дЛ-
150
-1- +
180 210
1 < i
t +++ +
240 270 300 t,MUH
19000 29000 37000 43000 49000 53000 г\нм\
Рис. 1.3.10. Спорадическое радиоизлучение на 725 кгц (по данным
спутников «Электрон-2» и «Электрон-4»)
Аналогичные записи получены с помощью спутника «Электрон-4»
и на частотах 1110 и 2293 кгц. Отмечены случаи, однако, когда спад
уровня сигнала маскировался спорадическим излучением, возникающим
в ионосфере, или помехами земного происхождения. На частоте 725 кгц
спорадическое излучение ионосферы было столь сильным, что не
позволило использовать эти данные для определения электронной
концентрации в ионосфере. На этой частоте спорадическое излучение
регистрировалось наиболее часто и наблюдалось как при прохождении ионосферы,
так и за ее пределами. Типичный вид записи уровня сигнала для этого
случая приведен на рис. 1.3.10. Общий подъем уровня наблюдается здесь
на высотах от 15 до 30 тыс. км, на высоте 50 тыс. км — отдельные
выбросы, между ними—уровень космического радиоизлучения. Величина
этого возрастания на 2—3 порядка больше уровня фонового
космического радиоизлучения на этой частоте. Излучение регистрировалось на
различных участках орбиты спутника, но на больших высотах средняя
интенсивность его была несколько ниже. На частоте 1525 кгц
спорадические возрастания радиоизлучения имели несколько иной вид (рис. 1.3.11).
Это не четко выраженный всплеск радиоизлучения, а общий подъем
интенсивности, временами на порядок превышающий нормальный уровень
излучения. Появлялось оно на этой частоте также значительно реже,
нежели на частоте 725 кгц, но когда оно регистрировалось, то неизменно
сопровождалось и всплеском излучения на 725 кгц. Однако детальной
корреляции между появлением спорадического радиоизлучения на обеих
* Температура, определенная по полной измеренной энергии на единицу площади
в предположении соблюдения закона, Стефана—Больцмана. Является характеристикой
интенсивности излучения.
73

рабочих частотах не имело места, это может означать, что спектральная
ширина всплеска равна или меньше интервала между рабочими
частотами. '
Эффективная температура спорадического радиоизлучения на
725 кгц в среднем оказывается на порядок выше, чем на частоте 1525 кгц.
Радиоизлучение не обнаруживает четкой связи ни с планетарными
изменениями /Ср-индекса, ни с наличием спорадических слоев ионосферы Es
в полярном районе, ни с излучением Солнца в оптическом или
радиодиапазоне. Зато была обнаружена четкая корреляция между этими
всплесками и потоками мягких электронов в районе радиационных поясов.
30 60 30 /20 /50 /80 /1Ю 1^0 270 Ж Ь\рин\
ШЮ Ш00 "" 51000 53000 59000 62000 6Ш0 г[ш]
Рис. 1.3.11. Спорадическое радиоизлучение на частоте 1525 кгц
(поданным спутников «Электрон-2» и «Электрон-4»)
Вероятность появления спорадического радиоизлучения
пропорциональна величине потока электронов с энергиями более 100 зв в радиационных
поясах.
Общие результаты измерений, выполненных на спутниках
«Электрон-2» и «Электрон-4», дают характеристики фонового космического
радиоизлучения (табл. 1.3.10).
Таблица 1.3.10
Частота v [кгц]
Интенсивность излучения /-1021
[вт • м—2 • гц—1 • стер—Ц
Эффективная температура 7\>-10—7 [°К]
725
5,1
3,2
1110
8,4
2,2
1525
8,7
1,2
2293
10,2
0,64
Эти данные полностью свободны от мешающего влияния атмосферы.
Случайная погрешность, допущенная в этих измерениях, оценивается
в ±30%. Эта погрешность включает в себя и случайный разброс
отдельных экспериментальных точек, соответствующих отдельным виткам
орбиты спутника, и ряд других ошибок. Для получения приведенных
величин использованы измерения на 20 витках орбиты спутников.
Частотный спектр интенсивности фонового космического
радиоизлучения [8]. Результаты измерений, выполненных на спутниках
«Электрон-2» и «Электрон-4», позволили существенно продлить частотный
спектр космического радиоизлучения в длинноволновую область (рис.
1.3.12). Помимо данных, полученных на этих спутниках (на/рисунке
отмечено цифрой 7), на кривую нанесены и данные, полученные другими
io
§
2_/0'
/Од
74

авторами. Это наземные измерения, выполненные на Муллардской
радиоастрономической обсерватории (1), данные Чепмена и Молози (2),
наземные измерения Эллиса и др. (3), данные радиоастрономической
обсерватории Мичиганского университета (4), средние значения
интенсивности, полученные на спутнике «Алуэтт» (5), и наземные измерения
Коробкова (6). На рисунке виден существенный разброс данных,
полученных различными авторами. В этой связи следует отметить, что все
ранее выполнявшиеся измерения были или наземными или космическими,
но выполненными на спутниках, выведенных на низкие орбиты, или на
ракетах, поднимавшихся сравнительно невысоко. Хотя влияние
ионосферы и учитывалось для всех этих данных, но вероятность ошибок все же
при этом учете оставалась. Это значит, что надежность всех этих данных,
иг
!
.«
п-20
Х7 -»-? AJO^ J *6 If 7
0,1
1 1 1 L__
10 WO
1000
f[M2L(\
Рис. 1.3.12. Частотный спектр космического радиоизлучения [8]
вероятно, не столь высока, как надежность данных, полученных на
спутниках «Электрон». Влияние ионосферы проявилось и в том, что в данных
(3) и (5) измерения проводились на частотах v>l,2 Мгц (3) и v>l,5 Мгц
(4), что больше плазменных частот (/о) ионосферы на высотах порядка
1—2 тыс. км.
Если считать, что интенсивность космического радиоизлучения
пропорциональна va, где v—■ частота, a — спектральный индекс излучения,
то по имеющимся данным можно определить величину а. Для данных
«Электрон-2» на частоте 1,5 Мгц a=0,5, что очень близко к величине,
полученной на основании данных спутника «Алуэтт», но несколько больше
величин, полученных по данным (3) и (5). Из рисунка видно, что
спектральный индекс убывает по мере увеличения частоты.
Частотный спектр радиоизлучения показывает, что на частотах,
меньших 5 Мгц, интенсивность убывает с уменьшением частоты. Это
может быть объяснено или наличием такого излома в спектре самого мета-
галактического излучения или же, что наиболее вероятно, поглощением
радиоизлучения в межзвездном ионизированном газе,
сконцентрированном в плоскости галактики. Другие причины, которые могли бы вызвать
излом спектра — реабсорбция радиоизлучения релятивистскими
электронами, отличие от единицы показателя преломления межзвездной среды
и т. д. — могли дать только относительно более медленное искривление
частотного спектра. Если этот излом действительно объясняется
поглощением в межзвездной среде, то на основании полученных данных
оказывается возможным оценить концентрацию межзвездного
ионизированного газа.
Космическое излучение на частотах 210 и 2200 кгц оказалось
возможным измерить с помощью АМС «Зонд-2» на расстояниях до восьми
земных радиусов [80]. Продвижение в область столь низких частот как
75

210 кгц оказалось возможным благодаря тому, что измерения
проводились во время минимума солнечной активности. Удаление на большие
расстояния от Земли требовалось, чтобы полностью исключить влияние
внешней ионосферы и избавиться от спорадического и другого
радиоизлучения, которое может возникать в окрестностях Земли.
Критические частоты ионосферы на ночной стороне Земли во время
проведения измерения были порядка 1—2 Мгц, поэтому полученный
высокий уровень сигналов на частоте 2200 кгц на начальном участке
траектории может быть объяснен прохождением сквозь ионосферу сигналов
земных радиостанций. С выходом на дневную сторону и увеличением
критической частоты ионосферы сигналы перестали проникать сквозь нее
и уровень сигналов резко упал (рис. 1.3.13).
f0=2WK2i4
2Юнгц
хх х/хх-ЙЙооосххх х
х^хх
SO^nb/C КМ]
Рис. 1.3.13. Зависимость показаний радиометров и емкости антенны
/ АСА\
— • от расстояния до Земли
СА
Начало полета характеризуется высоким уровнем радиоизлучения
и на частоте 210 кгц. Причину этого явления установить не удалось. На
расстояниях 25,5 тыс. км. зарегистрирован резкий пик радиоизлучения,
после чего падение уровня сигнала сменилось плавным его возрастанием.
Появление этого пика объясняется, по-видимому, тем, что в этот
момент станция проходила через область пространства, где собственная
плазменная частота среды равна частоте принимаемого сигнала
(Ыэ — концентрация электронов, е и m — заряд и масса электрона
соответственно).
Кстати сказать, это обстоятельство позволяет вычислить
концентрацию электронов в этой области пространства (Л/"э = 550 см~3 на
25,8 тыс. км от центра Земли). Последующее возрастание сигнала после
прохождения резонансной частоты объясняется постепенным выходом
космического аппарата из плазменной оболочки планеты и с
соответствующим уменьшением влияния плазмы на параметры антенны. Именно
в конце этого участка начинает уже регистрироваться космическое
излучение в относительно чистом виде. В конце записи яркостная температур
ра распределения излучения достигает 2- 1010°К, что соответствует
интенсивности 2,7-10~19 вт • м~2 • гц~х стерад"1. Это неожиданно высокая
76

величина для галактического радиоизлучения — больше чем на два
порядка выше ожидавшейся. Предположение о том, что это излучение
земного происхождения, отпадает, поскольку последующие сеансы
измерений, проводившиеся на неизмеримо больших расстояниях, дают столь же
высокий уровень радиоизлучения. Антенна была практически
ненаправленной, поэтому определить положение источника на небе не удалось.
Возможно, что это излучение дискретного источника, например,
Солнца. Вследствие этой неопределенности относительно источника
зарегистрированного длинноволнового радиоизлучения рассмотрение его
в настоящем разделе следует считать в известной мере условным.
„Венера-Z"
0 РШП РП- f-Z 1-Л 1-Ш1965г1'Л366г
Рис. 1.3.14. Среднесуточные интенсивности на частоте 200 кгц.
Пунктирные кривые соответствуют обратной
пропорциональности квадрату расстояния от автоматических станций до
Юпитера
Все отмеченные выше экспериментальные данные заставляют
предполагать, что спорадическое радиоизлучение является результатом
взаимодействия потоков мягких электронов с околоземной плазмой.
В связи с этим выводом очень важно было исследовать зависимость
спорадического излучения от геомагнитной широты и долготы, поскольку
потоки электронов должны быть связаны с теми или иными силовыми
линиями магнитного поля. {
Оказалось, что интенсивность спорадического радиоизлучения во
всех случаях имеет минимум в районе геомагнитного экватора. На
сравнительно больших высотах интенсивность радиоизлучения увеличивается
с увеличением геомагнитной широты, достигая максимума на широтах
30—50°, и затем спадает с дальнейшим увеличением широты. Таким
образом, у обнаруженного радиоизлучения максимум «диаграммы
направленности» расположен на 30—55° геомагнитной широты.
Изучение долготных вариаций спорадического радиоизлучения
показывает, что на 1525 кгц излучение наблюдалось в интервале долгот
160—340°, а на 725 кгц наблюдалось некоторое преобладание на
долготах 0—180°. Области максимального излучения на 1525 кгц оказались
близкими к областям наименьшей напряженности магнитного поля.
Обнаруженное спорадическое излучение, генерируемое в
радиационных поясах, имеет некоторые общие черты с радиоизлучением Юпитера,
регистрируемом в декаметровом диапазоне и генерируемом также,
по-видимому, в радиационных поясах.
Космическое радиоизлучение в диапазоне километровых длин волн
регистрировалось также и с помощью АМС «Зонд-3» и «Венера-2» [100].
На АМС, «Зонд-3» зарегистрирован постепенный рост
радиоизлучения на частоте 210 кгц, причем длительность регистрации составляла
примерно полгода. Это нарастание интенсивности потока
радиоизлучения позволило сделать определенные выводы в отношении возможного
источника этого радиоизлучения. С целью обнаружения этого источника
►было выполнено сопоставление между нарастанием сигнала и законом
77

обратного квадрата расстояния между АМС «Зонд-3» и Юпитером.
Согласие между обеими кривыми получилось настолько хорошим, что уже
одного этого сопоставления было достаточно для того, чтобы довольно
уверенно утверждать, что
источником
зарегистрированного радиоизлучения является
Юпитер. Это сопоставление и
интенсивность потока
радиоизлучения приведены на рис.
1.3. 14. На том же графике
приведены результаты и другого
аналогичного эксперимента,
выполненного с помощью АМС
«Венера-2». Длительность
наблюдения была в этом случае
меньшей, но и здесь согласие
с законом обратного квадрата
является довольно хорошим.
Но наблюдения
радиоизлучения на частоте 200 кгц на АМС
«Венера-2» дают и другое
предположительное свидетельство тому, что источником
радиоизлучения является самая большая планета нашей системы, ее радиационные
пояса. Регистрация радиоизлучения в течение первых 90 мин полета
АМС обнаруживает резкое снижение на короткое время интенсивности
сигнала, которое может быть объяснено возможным покрытием Юпитера
Луной. Эта картина приводится на рис. 1.3.15. Там же можно видеть
и другое зарегистрированное изменение интенсивности, обусловленное
прохождением АМС через земную ионосферу.
СВИСТЯЩИЕ АТМОСФЕРИКИ И ИЗЛУЧЕНИЯ
ОЧЕНЬ НИЗКОЙ ЧАСТОТЫ [112], [14]
Значительная часть энергии грозового разряда переходит в
электромагнитное излучение частотой 300—30 000 гц. Эти сигналы часто
принимаются радиоприемниками в виде своеобразных свистов, что и
обусловило их название «свистящие атмосферики» (иногда «свисты» или «вистле-
ры»). Поскольку ионосфера и сама Земля являются проводниками, то
распространение свистящих атмосфериков оказывается возможным на
очень большие расстояния. Частично свистящие атмосферики уходят за
пределы атмосферы и распространяются вдоль магнитной силовой
линии, как по волноводу, в противоположное полушарие. Очень часто при
этом наблюдается обратное отражение и атмосферики пульсируют
между полушариями несколько раз, изменяя при этом свои спектральные
характеристики в результате дисперсионных свойств распространения
электромагнитных волн в плазме и приобретая при этом свою
специфическую тональность.
Распространение атмосфериков вдоль магнитных волноводов — это
одно из проявлений особенностей распространения электромагнитных
волн очень низкой частоты в плазме. В диапазоне между циклотронной
частотой и гибридной резонансной частотой волны могут
распространяться во всех направлениях, а при частотах выше гибридной резонансной
частоты волны могут распространяться только в определенном
направлении, а именно вдоль магнитной силовой линии, которая в этом случае
является волноводом. Этот вид распространения электромагнитных
излучений получил название распространения типа атмосфериков, которое
используется иногда даже в тех случаях, когда само излучение не имеет
никакого отношения к атмосферикам. Верхней границей частотного диа-
:KV
ДСа
60 80 WO Ъ [мин]
Рис. 1.3.15. Интенсивность радиоизлучения
на 200 кгц и емкость антенны на частоте
270 кгц за первые часы полета АМС
«Венера-2». Провал около ^=90 мин — результат
возможного покрытия Юпитера Луной
78

пазона, в котором возможно распространение типа атмосфериков,
является электронная циклотронная частота.
Для этого вида распространения волн характерна еще одна
особенность—уже упоминавшаяся выше дисперсия волн — сильная
зависимость скорости распространения волны от частоты. Это означает, что
если некоторый пакет волн определенного частотного диапазона
распространяется в плазме, то частота волны, принятой на достаточно большом
удалении от точки ее генерирования, оказывается измененной при
условии, что частота волны f много меньше электронной циклотронной
частоты /ц и время U запаздывания распространения волны оказывается
равным
где /Сд — константа дисперсии атмосфериков,
KA = {2c)-^{f,\ff)dl,
I
где /о — плазменная частота в гц;
с — скорость света в пустоте;
/ — путь распространения волны.
Если вместо /0 и /ц подставить их приближенные величины, то
выражение для константы дисперсии атмосфериков приобретает вид
Кх=А l(NbIB)xi*dU
i
где константа
Ыэ — концентрация электронов в см~г,
В — абсолютная величина магнитной индукции в гс.
Из выражения для U следует, что эта величина будет тем больше,
чем больше длина волны. Именно этим и объясняется убывающая
тональность свистящих атмосфериков.
Наблюдения свистящих атмосфериков приводит к заключению о
существовании в ионосфере устойчивых волноводов, вытянутых вдоль
силовых линий поля. Для существования таких волноводов достаточно
весьма небольшого повышения ионизации по сравнению с окружающей
средой. В обратном случае, если распределение электронов однородное,
атмосферики распространяются не точно вдоль силовых линий.
Величина амплитуды электрического и магнитного полей
атмосфериков, распространяющихся в плазме, существенно отличается от
характеристик волны в свободном пространстве. Это различие характеристик
может быть записано:
Еи/Ёс = пг1^ ;
Вп/Вс = п1/2,
где Е — амплитуда электрического поля волны;
В — амплитуда магнитного поля волны.
Индексы «п» и «с» означают «плазма» и «свободное пространство»
соответственно;
п — коэффициент преломления, величина которого для условий
магнитосферы изменяется от 10 до 100; таким образом, л1/2^3-М0,
Приведенные выражения для Е и В показывают, что в условиях
распространения волн в плазме амплитуда электрического поля
уменьшается, тогда как амплитуда магнитного поля возрастает, причем поток
энергии остается постоянным.
79

Наблюдение свистящих атмосфериков позволяет вычислить
содержание электронов во внешней части атмосферы. Наблюдения их широко
проводились с этой целью раньше, до использования ракетных и
спутниковых методов, и продолжают использоваться в настоящее время.
Измерения с помощью ракет показывают, что атмосферики,
зарегистрированные в ионосфере и выше ее, в несколько сот и даже в
несколько тысяч раз сильнее атмосфериков, зарегистрированных путем
наземных наблюдений. Это различие нельзя объяснить одним только
поглощением в нижней ионосфере. Очевидно, здесь большую роль играет и
полное внутреннее отражение в нижней ионосфере. Это предположение
согласуется и с другим экспериментальным фактом: атмосферики на
уровне земной поверхности регистрируются много реже, нежели при их
наблюдении в ионосфере и за ее пределами.
Измерения с помощью спутников и ракет показывают далее, что
существуют атмосферики, пути распространения которых локализованы
в диапазоне высот 100—1000 км. Они многократно отражаются в ту и
другую сторону, причем отражение атмосфериков на высоте ^1000 км
может быть интерпретировано как следствие комбинированного влияния
наличия ионов водорода на высотах выше этого уровня и наличия
сравнительно небольших горизонтальных градиентов.
Излучение очень низкой частоты (ОНЧ) [112]. Это общее название
применяется по отношению ко всем природным излучениям очень низкой
частоты, исключая атмосферики. Они генерируются не при разрядах
молнии, хотя их появление иногда и бывает тесно связано с атмосфери-
ками. Механизм многих типов наблюдаемых излучений очень низкой
частоты все еще не выяснен, но характер распространения их тот же
самый, что и механизм распространения атмосфериков.
Некоторые из излучений представляют собою короткие,
периодически повторяющиеся всплески (обычно через несколько секунд). Они так
и называются периодическими и часто имеют те же дисперсионные
характеристики, что и атмосферики.
Иногда периодические всплески излучений очень низкой частоты не
имеют свойственных атмосферикам дисперсионных характеристик.
Предполагается, что отражение излучения типа атмосфериков
может являться спусковым механизмом для излучений очень низкой
частоты. С другой стороны, имеются основания предполагать, что таким
спусковым механизмом могут быть другие излучения очень низкой частоты
и даже телеграфные передачи на частоте порядка 18,6 кгц. Проводились
эксперименты и по искусственному имитированию эмиссии очень низкой
частоты, которая возбуждала другие излучения.
Наблюдаются также непрерывные, широкополосные (1—20 кгц)
излучения, связанные с полярным сиянием (со спокойными однородными
дугами и полосами на начальной фазе суточной активности). Во время
разрушения полярных сияний (фаза «брэкап») это излучение
наблюдается обычно после магнитной полуночи в виде всплесков, совпадающих по
времени со всплесками полярных сияний. В этом случае одновременно
регистрируются и магнитные микропульсации (в виде внезапных
всплесков активности).
1.4. КОРПУСКУЛЯРНАЯ РАДИАЦИЯ
В настоящем разделе рассматриваются всевозможные
корпускулярные излучения, наблюдаемые вне пределов земной атмосферы, — как
в окрестностях Земли, так и в межпланетном пространстве и
окрестностях ближайших к Земле небесных тел. Это, прежде всего, захваченная
радиация — электроны и протоны, захваченные магнитным полем Земли
и заполняющие всю магнитосферу Земли, это космические лучи —
частицы исключительно больших энергий, приходящие из глубин галактики
80

и других областей вселенной, это солнечные космические лучи — потоки
частиц, генерируемые Солнцем во время некоторых вспышек, это,
наконец, солнечный ветер—постоянный поток корпускул,
распространяющихся от Солнца и заполняющих все межпланетное пространство.
Релятивистские энергии
для электронов
\~*~ Релятивистские энергии
i для протонов
10 10° WD 10' 10"
Частицы, генерир. -*-
-вспышками ■
1017 1019эв
на солнце (6),(с)
Частицы^"**" Захваченные*
солнечной протоны (d)
короны """ *"
Захваченные*
ж
электроны
10й Юи 10
-Космич. лучи (а) -
85°/о протонов
14 6/о не++
/ °/о ядра элементов L г... Fe
Протоны и
электроны
вполярны/
сияниях
Солнечный
„ветер"
■-- Обозначение протяженности
спектра частиц
* Частицы в радиационном
поясе
Плазма космоса
Рис. 1.4.1. Энергия и относительные интенсивности частиц высоких энергий,
наблюдаемых в солнечной системе. Ниже графика указан диапазон
энергий, охватываемый частицами того или иного рода: частицами космических
лучей, частицами, генерируемыми во время хромосферных вспышек,
частицами солнечной короны, частицами, захваченными в магнитную ловушку,
и т. д. Все эти частицы, за исключением галактических космических лучей,
приобретают свою энергию в пределах солнечной системы. Кривые (Ь), (с),
(d), (e) представляют собою небольшие участки энергетических спектров
На рис. 1.4.1 [70] дается общее распределение всех этих частиц по
энергиям, а также энергетический спектр частиц — там где он известен.
Наряду с общим описанием радиационного фона и его вариаций
в пространстве и времени в разделе дается и минимально необходимое
представление о природе рассматриваемых частиц, о механизмах,
обусловливающих вариации.
Корпускулярная радиация — это прежде всего опасность для
космических подетов человека. Кроме того, знание радиационного фона
необходимо и для уверенного проектирования различной аппаратуры,
поскольку известно, что излучения сильно повреждают полупроводники,
различного вида поверхности, могут влиять на работу электроники.
В наземных условиях все эти воздействия не имеют места, поскольку
Земля защищена от потоков частиц, создающих наибольшую опасность,
магнитным полем и атмосферой.
6 2377
81

РАДИАЦИОННАЯ ЗОНА ЗЕМЛИ
Характер движения заряженных частиц в геомагнитном поле. Для
того чтобы познакомиться с одним из наиболее интересных со всех точек
зрения физическим явлением, обнаруженным при запуске первых
спутников Земли, — радиационной зоной (или поясом), которая гигантским
кольцом охватывает Землю в плоскости геомагнитного экватора, следует
кратко рассмотреть характер движения заряженной частицы в
магнитном поле вообще и в геомагнитном поле, в частности. Это необходимо
как для понимания физической сущности явления, так и для
ознакомления с системой координат, наиболее удобной для пользования при
рассмотрении вопроса о захваченных геомагнитным полем частицах [72].
Сложное движение, совершаемое заряженной частицей, может быть
разложено на три простых движения. Прежде всего, эт:о вращение
частицы вокруг силовой линии или циклотронное движение. Период его Тц
определяется выражением
т 1 т-с
/ц Le-B
где /ц — циклотронная частота;
т — масса частицы;
с — скорость света;
Le — заряд частицы;
В — индукция локального магнитного поля [гс]. Радиус вращения—
так называемый циклотронный радиус определяется выражением
D mv±c
где v j. — компонента скорости, перпендикулярная к направлению
магнитного поля, остальные обозначения прежние.
Иногда частоту вращения частиц и радиус его называют «лармо-
ровскими» и используют для них другие выражения:
Jjl 3,6-107[£0+£K] L ^J
где Ек — кинетическая энергия частиц в Мэв;
Е0— энергия покоя частиц в Мэв;
(для электрона Е0 = 0У511 Мэв, для протона Е0 = 938 Мэв).
Для обычных условий (при напряженности поля, соответствующей
напряженности у земной поверхности) /ц для электронов составляет
1—2 Мгц, а для протонов 1—2 кгц
100-sina
^ iuu-sna ^ т г о i о—г 1
Ял = ^— Е0 У £2 + 2е [м],
on
где a — «питч-угол» — угол между вектором скорости частицы и на-
Ек
правлением силовой линии магнитного поля, а 8= — .
Ео
Второй компонентой сложного движения заряженной частицы,
захваченной геомагнитным полем, является движение ведущего центра
вдоль силовой линии. Таким образом, в конечном счете траектория ча
стицы представляет собою спираль как бы «навивающуюся» на силовую
линию. Шаг этой спирали непостоянен, — по мере приближения к
высоким широтам он убывает до тех пор, пока не достигнет точки, в которой
индукция поля будет равна Bm=B/sin2a. Здесь Вт — максимальная
индукция поля, до которой данная частица может проникнуть. Здесь
скорость движения ведущего центра оказывается на какой-то момент рав-
82

ной нулю, после чего частица начинает свое движение в обратном
направлении. Точка, где Вт=В и где частица меняет знак скорости
движения ведущего центра, называется «зеркальной точкой». Таким образом,
ведущий центр, двигаясь почти параллельно силовой линии, совершает
колебания между зеркальными точками Ас и Аю северного и южного
полушарий. Период этих колебаний будет
где v I,—скорость движения ведущего центра параллельно силовой
линии;
dl — элемент длины вдоль силовой линии.
Интеграл берется вдоль силовой линии или вдоль траектории
ведущего центра.
Величина Т2 может быть также записана в виде
dl
' v J /l
-в/в„
Г2 = 0,085^-Г(а0) [сек]
где Вт — индукция поля в точках Ас и Лю;
Ro — экваториальное геоцентрическое расстояние до данной силовой
линии;
Г(ао)^1,30—0,56 sin a0;
а0 — «питч-угол» на экваторе.
Но вращением и колебаниями между зеркальными точками не
исчерпывается движение заряженной частицы в геомагнитном поле. Имеет
место и дрейф частицы по долготе, обусловленный неоднородностью
магнитного поля по вертикали. В процессе дрейфа электроны смещаются на
восток, протоны и другие положительные частицы—на запад. Таким
образом траектория движения ведущего центра заряженной частицы,
захваченной магнитным полем, описывает своеобразную «магнитную
оболочку». В строго дипольном поле эта магнитная оболочка совпадает с
поверхностью вращения магнитной силовой линии.
Период дрейфа или период обращения траектории ведущего центра
вокруг Земли определяется выражением
Г3«172,4 -J-t! — — [мин],
ei(2+ei) mR0 F L J'
1 1
где s1= =—1;
1 /l—p2
функция широты точки отражения, причем —ж1.
Геомагнитное поле отличается от дипольного поля, поэтому для
описания характера движения рассмотренная схема является недостаточной
и вводятся'так называемые «инварианты движения».
Первый инвариант — это адиабатический инвариант (называемый
иначе магнитным моментом заряженной частицы в магнитном поле),
определяемый выражением
Р = — ('все обозначения прежние).
6*
83

Поскольку в процессе одного циклотронного периода величина
индукции магнитного поля остается практически неизменной, то магнитный,
момент можно считать величиной постоянной, тогда
v±jB = const
и
sin2a 1 ,
=- — = const.
Я Вт
Второй инвариант — интегральный или долготный, определяемый
как /= \ v l} dl. Соблюдение наряду с первым и второго инварианта
означает, что частица в процессе долготного дрейфа должна
возвратиться на ту же силовую линию, с которой она начала свое движение.
Третий инвариант — инвариант потока. Это суммарный магнитный
поток через произвольную поверхность, ограниченную поверхностью
магнитной оболочки. Если обозначить магнитный поток через Ф, то
Ф= tB-dS.
s
Поверхность 5 может быть произвольной поверхностью,
ограниченной магнитной оболочкой и пересекающей магнитную ось нечетное
число раз.
Третий инвариант является наиболее слабо сохраняющимся из всех
перечисленных инвариантов. Для сохранения третьего инварианта
необходимо, чтобы при медленных деформациях геомагнитного поля,
которые могут иметь место во время некоторых фаз геомагнитных бурь,
поверхность интегрального инварианта изменяла бы свои размеры таким
образом, чтобы поток Ф оставался постоянным. При этом \х и I также
заведомо остаются постоянными. Иначе говоря, сохранение Ф означает,
что смещения ведущего центра подчиняются медленным деформациям
магнитного поля.
Применение инвариантов иллюстрируется на рис. 1.4.2. Результат
вычисления интегрального инварианта / приведен на рис. 1.4.3, где
дается ряд траекторий, описываемых зеркальными точками захваченных
частиц в процессе их долготного дрейфа. Вдоль траекторий указаны
высоты зеркальных точек частиц, выбранных произвольно с таким расчетом,
чтобы вблизи 120° в. д. эта высота составляла 1500 км.
Для этой группы высот траектория со значением L=l,17
представляет собою экватор интегрального инварианта, т. е. траекторию, у
которой зеркальные точки сливаются в одну. Остальные траектории являются
сопряженными, каждой из них соответствует кривая в другом
полушарии.
Изменения магнитного поля, происходящие за время, меньшее
характерного времени движения, будут вызывать нарушения инвариантов.
Так, например, изменения поля за промежутки времени по величине,
меньшие циклотронного периода или периода дрейфа, будут вызывать
нарушения первого или третьего инвариантов соответственно. Третий
инвариант может нарушаться при наличии в магнитосфере меняющихся во
времени электрических полей.
Системы координат (R0, X) и (В, L) [72]. Деформация
геомагнитного поля потоками солнечного ветра начинает быть существенной для
геоцентрических расстояний R>6R3. Поэтому в области пространства
внутри этой области для магнитного поля можно учитывать лишь те
стационарные источники, которые расположены внутри Земли, а для
захваченной радиации можно выбрать такие цилиндрические системы коорди-.
нат, чтобы движение ведущего центра частицы и любые результаты
измерений могли бы быть представлены на плоском графике.
84

В качестве первого варианта такой системы координат была
предложена система (R,l), исходящая из дипольной модели
геомагнитного поля.
В этой системе R — это расстояние от центра Земли до точки
измерения, X — геомагнитная широта.
При использовании усовершенствованной системы (Rd1 X)
предполагается, что уравнение силовой линии для диполя R=RqCOs2X1 а любые
результаты измерений с достаточной степенью точности могут быть
выражены в виде функции геомагнитной широты X и расстояния до точки
пересечения силовой линии с плоскостью экватора R0.
Рис. 1.4.2. К определению первых двух инвариантов [72]
Если Р и Р* начальные зеркальные точки частицы, причем и В=В р > то,
дрейфуя по долготе (на правую часть схемы), частица может отражать-
* *
ся на кривой А\—А\ или Л3—Л^ так, что будет сохраняться только
первый инвариант, или в точках Q, Q* таким образом, что будет
сохраняться только второй инвариант. Для одновременного соблюдения
первого и второго инвариантов необходимо, очевидно, чтобы частица
*
отражалась только по кривой АчА<1 . Жирными линиями обозначен
интегральный инвариант /0.
Вблизи Земли обе системы координат (R,X) и (Ro,X) оказываются
неподходящими по той причине, что здесь сильно сказываются
аномалии— недипольные компоненты геомагнитного поля и смещение центра
диполя относительно центра Земли. Таким образом, хорошее
соответствие этой системы имеет место только в средних областях околоземного
космического пространства — примерно в диапазоне удалений от Земли
от 3 до 6R3. В этой области ошибка составляет всего около 1 %, тогда как
вблизи земной поверхности она может достигать порядка 10%.
Поэтому Мак-Илвейном была предложена новая система координат,
в принципе схожая с системой (Ro,X). Различие заключается в том, что
в ее основу положено не уравнение силовой линии дипольного поля, а
интегральный инвариант, вычисленный для реального геомагнитного поля.
В реальном геомагнитном поле форма интегрального инварианта
является функцией Вт — величины индукции в зеркальной точке. Поэтому две
частицы, начавшие движение на одной и той же силовой линии, но
требующие различных величин 5W, где они могут быть отражены при дрейфе
вокруг Земли, строго говоря, не останутся вместе, а сместятся по
радиусу одна относительно другой. Это изменение R0 будет составлять
величину порядка 1%. Этим -изменением радиуса можно пренебречь и обозна-
85

Я g
s ?
°<2
о н
(Я г
3
00
рц s
о; д « то . ,
о> к 2 к
Й«л м«©
ч S 3 « S ^
д°о>>о «,« £
К л f S й tf
=. о» л Ж =
- fcg«ьл
SSmo
S ее rtO g.
яшос/лтп KVHddgdj
muodnm хяижм
86

чить расстояние от магнитного центра Земли до пересечения силовой
линии, соответствующей любой произвольно выбранной точке
пространства, с экватором через L. Индукция поля в этой точке вычисляется уже
не по дипольному полю, а с учетом гармоник геомагнитного поля
высшего порядка, описывающих локальные аномалии. Этих двух координат,
называемых натуральными координатами или координатами Мак-Ил-
вейна, оказывается достаточно для описания положения любой точки
пространства.
qqq\ I 1 I 1 1 I I 1 I I 1 I I 1 1 1 1 I
' 1,0 1,2 1,4- 1,6 1,8 2,0 2;2 2^ 2,6 2,8
Рис. 1.4.4. Связь между координатами (В, L) и (R, X) [72]
Система координат (R, Я) изображена в плоскости (В, L) на
рис. 1.4.4. Зависимость может быть использована для перехода от одной
системы координат к другой.
Система координат {В, L) полезна для представления результатов
измерений с точностью до 1 % для геомагнитных широт, меньших 70°,
и для геоцентрических расстояний l~3R3. К недостаткам этой системы
следует отнести необходимость применения цифровой машины при
пользовании этой системой координат и отсутствие простой аналитической
связи пространственного распределения данных в этой системе
координат с их распределением в системе декартовых координат. На удалениях
от Земли 3R3-±-6R3 и широтах ниже 70°, вероятно, предпочтительнее
использовать систему координат (R, К). Она имеет в этой области
пространства одинаковую точность с системой (В, L). На удалениях более
6R3 и при Я.>70° никакая из систем координат не дает результатов,
имеющих физический смысл.
Положение экватора интегрального инварианта и высоты, на
которых начинает проявляться радиационная зона, даются на рис. 1.4.5.
Около кривых на схемах а) и б) указаны высоты в километрах, относящиеся
соответственно к случаям: а) когда интенсивность потока захваченной
радиации едва начинает обнаруживаться (едва начинает превышать
интенсивность потока космических лучей) и б) когда интенсивность потока
протонов с энергией £п>40 Мэв составляет 102 протон • см~2 • сек~1. Это
87

примерно в 50 раз превышает интенсивность потока космических лучей,
а индукция поля в этой области составляет уже 200 гс.
«Внутренняя поверхность» радиационной зоны очень детально
исследовалась при подготовке первого космического полета человека. Эти
исследования проводились на кораблях-спутниках различными
методами [26], [17], [18]. На рис. 1.4.6 приводится распределение линий равной
интенсивности, зарегистрированной вторым кораблем-спутником
(орбита практически круговая, высота ее 306—339 км).
1
го°
10°
о
ю°
20°
1295 км(максимум)
МО ffss\^ 1125
\д1т^м п'° З^4
323 км (минимум)
i i 1 i i I i i 1 м 1 i 1 1 i i I i 1
В=0,220\гс]
120\
920 660 у\
>v 83° 1
*30^\*10 /500
635 ^\^А
380
_1_i_i1.j_l_Llj_1_i.jJ 1 Л
а)
1532 км (максимум)
1100 J33О \ W7S
Я = 200[гс]
О 30 60 30 120 /SO 180 210 2W 270 300330 360°
Географическая долгота (восточная)
б)
Рис. 1.4.5. Положение и высота экватора интегрального
инварианта. Высота (в км) дается цифрами около кривых
Строение радиационной зоны Земли. Радиационный пояс был
обнаружен в результате запуска искусственных спутников Земли. Уже при
запуске второго советского спутника, а затем и третьего было
обнаружено возрастание интенсивности излучения с высотой и геомагнитной
широтой Аналогичные результаты были получены и при запуске первых
американских спутников серии «Эксплорер». Первоначально полученные
результаты трактовались как наличие двух поясов повышенной
радиации, разделенных между собою свободным пространством. Но позднее
было показано, что это аппаратурный эффект, что если измерения
проводить не с помощью экранированных гейгеровских счетчиков,
чувствительных лишь к высокоэнергичной компоненте захваченной радиации, то
оказывается, что радиационная зона представляет собою единое
образование со сложным распределением частиц по составу и энергиям.
Ионный состав захваченной радиации. Исследования, проведенные
с помощью ядерных эмульсий, показали [72], что основной ионной
компонентой радиационной зоны являются протоны (рассматривались частицы
с энергией £>35 Мэв). Их содержится 99%, дейтронов (£>50 Мэв)

О X
в Я
к
*£ та
и ^
О)
и
о
та
CD В
^' >>
— S
о
о *
oi_i
та" ^со1
с «£1
о g
м л §
4 2 *
н w та
та ^ о
Н Л VJ
5 S s
£ 2 °
Ь СХ О)
У К £Г
О о
« к
89

~0,5%. Тритонов (£>60 Мэв)~0,5% и частиц более тяжелых
практически не содержится. Имеющееся количество тритонов (и, по-видимому,
дейтронов) соответствует тому, которое должно получаться в
результате взаимодействия захваченных протонов с частицами атмосферы.
Пространственное распределение захваченных протонов приводится на
рис. 1.4.7, где весь поток протонов разделен на две компоненты —
низкоэнергичная— 0,1<£'п<4 Мэв (левая часть схемы) и
высокоэнергичная— £"п>40 Мэв (правая часть схемы). Рассмотрение схемы
показывает, что максимальная интенсивность низкоэнергичных протонов
наблюдается на L — 4 и составляет ^108 • см~2 • сект1. Максимум интенсивности
потока высокоэнергичной компоненты приходится на £~ 1,5 и составляет
примерно 3 • 104 протон • см~2 • сект1.
0,К£ц < ЧМэв Еп >ЧО Мэв
Рис. 1.4.7. Полные потоки протонов в двух диапазонах
энергий:
заштрихованная область — область переменных во времени потоков;
L* — пунктирная граница зоны
Очертания зоны, где наблюдается высокоэнергичная компонента, по
существу повторяют очертания зоны, получившей в свое время название
«внутреннего пояса». Это название в историческом аспекте
употребляется применительно к этой области и сейчас. Остальную часть
радиационной зоны также иногда по-прежнему называют внешним радиационным
поясом. Вследствие несовпадения центра магнитного диполя с центром
Земли радиационная зона смещена относительно Земли примерно на
500 км в сторону восточного полушария. Несовпадает, естественно, и
положение оси зоны с осью вращения Земли. На расстояниях меньше
10 тыс км (от центра Земли) точность определения интенсивности
оценивается множителем 2. На больших удалениях (в периферийных
областях зоны) возможны вариации в 10 раз.
Один из экспериментов показывает, например, что после сильной
магнитной бури 23 сентября 1963 г. поток захваченных протонов с
энергией £п>34 Мэв уменьшился в 5 раз на L=2,4, а на L=2,l не было
заметного эффекта.
В период минимума солнечной активности детальные исследования
структуры радиационных поясов были выполнены с помощью спутников
«Электрон-1» и «Электрон-2», орбиты которых охватывали всю область
радиационного пояса. Особенность эксперимента была еще та, что
временами спутник «Электрон-2» двигался вдоль линии постоянного L. При
этом величина индукции В изменялась в 2—3 раза, что давало
возможность получить точный высотный ход захваченной радиации.
Полученные результаты относятся к спокойным дням. Общая
интенсивность захваченной радиации (протоны) приводится для различ-
90

ных геомагнитных широт (различные величины координаты В) в
зависимости от L на рис. 1.4.8.
Более детальное рассмотрение распределения интенсивности
протонов в радиационной зоне (в плоскости экватора) в зависимости от
энергии их дается на рис. 1.4.9. Чем ближе к Земле, тем больше энергии
протонов. Предполагается, что это является проявлением процесса
ускорения протонов, переноса их в область более сильного магнитного поля.
Рис. 1.4.8. Распределение протонов с энергией порядка 1 Мэв и
больше в зависимости от L. Распределения даются для различных
геомагнитных широт:
а—для экватора; б — для 30°; б—для 36°; г — для 43° [20]
Распределение электронов. Аналогично тому, как выше давалась
схема приближенного распределения протонов по энергиям, на рис. 1.4.10
дается распределение электронов в двух диапазонах энергий: £э>40 кэв
и £"э>500 кэв. Из этой схемы видно, что электроны сравнительно малых
энергий распределены в широкой области пространства от ближайших
к земной поверхности до периферийных областей магнитосферы, причем
их распределение зависит от направления — определяется общей
деформацией магнитосферы солнечным ветром. Электроны высоких энергий
сконцентрированы в области 4—6R3 (внешний радиационный пояс) и их
распределение не зависит от направления относительно Солнца.
Общая картина распределения электронов и протонов, полученная
во время минимума солнечной активности спутниками «Электрон-1» и
«Электрон-2»-, дается на рис. 1.4.11. Распределение приводится для
экваториальной плоскости. Рассмотрение изображенной на этой схеме
картины распределения потоков различных энергий обнаруживает у
электронной компоненты наличие суточных вариаций: в 8 час электроны
наблюдаются в более удаленных от Земли областях пространства (пунктирные
кривые) нежели в 0 час (сплошные тонкие кривые). Верхняя (штрих-
91

пунктир) кривая приведена по данным американской космической
станции ИМП, которые относятся к более высокой солнечной активности.
Вариации радиационной зоны частично уже отмечались выше,
когда шла речь о распределении электронов на ночной и дневной стороне.
Область радиационной зоны, называемая внутренним поясом,
практически не зависит ни от изменений солнечной активности, ни от
магнитной активности.
Более заметные вариации наблюдаются [54] во внешнем поясе,
который во время минимума солнечной активности занимает область про-
9г странства: /,^3,5-4-7 на ночной
стороне и >L^3,5-i-10 на утренней
стороне. Максимум находится на
\L^4,2-^-5,2. Во время максимума
7Y ' \ "э солнечной активности внешний
пояс имел два максимума,
размещенные на £^2,5-^-3,3 и 3,14-4, а
внешняя граница пояса
регистрировалась на /,^6-^-7,5. Таким
образом, с ослаблением солнечной
активности сжатие магнитосферы
солнечным ветром ослабилось и
радиационная зона как бы
расширилась.
Пределы, которыми
определяются приведенные величины,
являются довольно широкими и
зависят, в свою очередь, от
состояния магнитного поля в тот
момент, когда производилась
регистрация. Эксперименты на спут-
ночных условий, показали, что в
6 не из-
ю
§7
to3
10J
/
[ 'f'*Y
wo-no\ \
h>jo\ \
"\v \
W V
I 1 1 I
vEn>0/ Мэв
v ^
\t-rSM3e
\\^2~W Мэв
\\- fr 100 Мэб
1 1 1 j J
10
2 ¥6 7 1
Рис. 1.4.9. Распределение протонов раз-
пичных энергий в плоскости экватора.
Расстояние дано в земных радиусах [15]
никах «Электрон», выполненные для
магнито-спокойное время форма пояса от его максимума до JL.
меняется, основные изменения имеют место в более удаленных областях
радиационной зоны.
Как правило, при увеличении магнитной активности скорость счета
детекторов уменьшается, но имеют место и случаи возрастания скорости
счета при большой магнитной активности. Во время магнитных бурь
><+0 кэб
От солнца
Еъ>500 кэв
Рис. 1.4.10. Распределение в околоземном космическом пространстве
электронов с энергиями более 40 кэв и более 500 кэв [15]
с внезапным началом происходит падение интенсивности, начинающееся
практически сразу же после внезапного начала и заканчивается в
момент максимального развития главной фазы бури. При этом
интенсивность может упасть на порядок величины.
92

Положение максимума внешнего пояса слабо зависит от магнитной
активности, но во время отдельных магнитных бурь максимум смещался
в сторону меньших L^ 3,8-^4.
Граница пояса более чувствительна к изменениям магнитной
активности. С увеличением магнитной активности она переходит на меньшие L,
причем это смещение границы довольно хорошо согласуется с
индексами К, определенными по высокоширотным станциям. Правда, иногда при
повышенной активности наблюдалось и расширение границы пояса, что
объясняется авторами влиянием появления нерегулярных потоков
электронов за пределами пояса, которые и вуалируют границу пояса.
i
1
I1
5*45
*3
1
го8
ю7
106
10 s
to"
ю3
10*
>г,омзв номэд
>0,Q±5 Мз8
-=;
\
\
\
\
\
\
—— Протоны
Злектроны во00
Электроны в800
Электроны в 800
-j ■ ■ '
г ± 6 8 W iz ml
Рис. 1.4.11. Потоки электронов и протонов различных энергий
в плоскости экватора [20]
В общем вопрос о вариациях радиационной зоны и физической
обусловленности этих вариаций изучен в настоящее время еще недостаточно,
равно как и общий механизм образования зоны захваченной радиации.
Вариации радиационной зоны на малых высотах изучены более
детально с помощью кораблей-спутников (1960 г.), спутников серии
«Космос» и других космических аппаратов [16]. Правда, исследования
охватывают не полный полупериод одиннадцатилетнего цикла, но все же
дают представление и о величине и о характере вариаций.
Долготный ход радиации, возникающий из-за несовпадения центра
диполя с центром Земли, уже отмечался. Кроме того, на распределение
радиации сильно сказываются магнитные аномалии, причем в области
отрицательных аномалий интенсивность излучения резко возрастает,
радиационная зона приближается к земной поверхности. Последнее
относится, в частности, к Южно-Атлантической и Бразильской магнитной
аномалии. Схематически все эти особенности распределения радиации
показаны на приведенной выше схеме рис. 1.4.6.
Дрейфовые траектории, которые в обычных условиях проходят на
этой широте на высоте около 320 км в области Южно-Атлантической ано-
93

малии, уходят под Землю, образуя здесь своеобразный «сток» частиц из
геомагнитной ловушки, теряющих свою энергию при столкновениях с
частицами воздуха. Поэтому в районах к востоку и к западу от аномалий
оказываются области, в которых интенсивность электронов и протонов
(соответственно) ниже, чем должна бы быть.
Вариации интенсивности по времени могут быть
проиллюстрированы, например, данными спутников «Космос». Оказывается, что за время
нескольких суток интенсивность в области максимума внешнего пояса
(в его полярных отрогах) может изменяться в 2—3 раза. Сопоставление
эгих данных с теми, которые были получены на кораблях-спутниках,
обнаруживают вариации такого же порядка величины и за более
длительные промежутки времени, сопоставимые с периодом изменения
солнечной активности. Объясняются эти вариации обратимыми вариациями
магнитного поля в этой области. В периоды кратковременного
повышения магнитной активности наблюдаются случаи резкого возрастания
интенсивности в широкой области величин L. Эти эпизодические явления
могут быть интерпретированы как сброс электронов в атмосферу,
вызванный, в свою очередь, деформацией магнитного поля в области, где
наблюдается сброс.
Время жизни электронов внешнего пояса в принципе может быть
оценено благодаря полученным оценкам утечки их в районе полярных
отрогов пояса. Временем жизни принято называть величину Тж=—,
Я
где Q — полный запас частиц внутри данной силовой трубки сечением
1 см% на высоте орбиты спутника (оценивается по результатам,
полученным на больших высотах), q —зарегистрированный сброс.
Если обозначить через /0 — интенсивность, полученную в
экваториальной плоскости, а соответствующее этой области сечение трубки через
S, то
\ I ) cos amIn
где / — усредненные по долготе интенсивности на высоте измерения,
х—время существования электронов на высоте измерения, cosamin=0,2
для высоты измерения 350 км.
Оценка времени жизни, выполненная для электронов с энергиями
более 100 кэв, дает величину Тж=5- 105 сек, а для электронов с энергией
более 600 кэв — 5-Ю7 сек. Полученные результаты дают возможность
оценить интенсивность источника, инжектирующего электроны во
внешний радиационный пояс. Природа или, точнее, механизм этого источника
еще изучены недостаточно. Во всяком случае механизм образования
этой области радиационного пояса за счет распада нейтронов,-
образующихся при столкновениях ядер первичных космических лучей с
частицами атмосферы (так называемый механизм «нейтронного альбедо
космических лучей»), оказывается недостаточным.
Искусственные радиационные пояса. Любая заряженная частица
достаточно высокой энергии, попавшая в магнитное поле, окажется им
захваченной. Это относится и к заряженным частицам, образующимся
в результате ядерных взрывов. Как известно, ряд таких взрывов
подтвердил это предположение. Сравнительно небольшие радиационные пояса
возникали в результате взрывов, выполненных в конце лета 1958 г. по
программе «Аргус». Мощный пояс возник в результате американского
термоядерного взрыва «Старфиш», выполненного над островом 'Джон-
стон 9 июля 1962 г.
Спутник «Космос-5», запущенный 28 мая 1962 г., оказался вблизи
места взрыва и полученные им результаты позволяют рассмотреть
физическую карту взрыва [24], [22], [23]. Результаты взрыва регистрировались
94

также спутниками «Инджун-1», «Тельстар», «Траак» и «Ариэль-1» [112].
Электроны больших энергий, инжектированные в магнитную
ловушку в результате взрыва «Старфиш», образовали новый искусственный
пояс радиации, который должен сохраняться примерно в течение
десяти лет.
Максимальная интенсивность потока электронов, равная примерно
109 см~2 сек'1, обнаруживалась после взрыва, начиная с L=l,3, и
сохранялась высокой вплоть до \L=\ и далее.
Результаты исследования изменения интенсивности частиц,
искусственно инжектированных в магнитосферу на больших высотах, со
временем позволят сделать определенные выводы о скорости утечки
электронов на больших L. В частности был сделан вывод [72] о том, что утечка
электронов и протонов на 1<Ч,25 и L<1,4 соответственно обусловлены
потерей энергии частиц в результате столкновений их с частицами
атмосферы. На более высоких магнитных оболочках действительная скорость
утечки выше той, которая может быть объяснена атмосферой, что
говорит о существовании иного механизма утечки. Таким дополнительным
механизмом может служить крупномасштабная магнитосферная
конвекция.
В течение ряда лет, прошедших со дня взрыва, возникший в
результате его искусственный радиационный пояс продолжал оставаться
основным источником радиационной опасности для космических полетов и для
работы автоматической аппаратуры спутников.
В результате этого взрыва многие спутники прекратили свою работу
полностью или временно, многие вышли из строя гораздо быстрее, чем
это могло иметь место в нормальных условиях.
КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ
Космические лучи представляют собою поток ядер, совершенно
лишенных электронных оболочек, электронов и позитронов. Энергия частиц
исключительно велика—это самые энергичные из известных науке
частиц. Для иллюстрации можно сказать, что некоторые из них имеют
энергию до 1018 эв. Это поток частиц, движущихся с релятивистскими
(близкими к скорости света) скоростями. Возникает он далеко за
пределами солнечной системы как в галактике, так и вне ее и имеет
практически одинаковую интенсивность во всех направлениях.
Космические лучи генерируются также и при вспышках на Солнце;
эта компонента будет рассмотрена ниже.
Состав галактических космических лучей сильно отличается от
состава других космических лучей. Повышенное содержание в них ядер
легких элементов Li, Be и В объясняется дроблением более тяжелых
частиц в результате прохождения сквозь межзвездное вещество. Но вместе
с тем в них сравнительно много и ядер более тяжелых элементов, что
пока не получило своего объяснения. Состав космических лучей приводится
в табл. 1.4.1.
Механизм образования космических лучей, ускорения частиц до
таких скоростей окончательно не выяснен, — предполагается, что они
возникают при взрывах сверхновых звезд. Космические лучи несут в себе
информацию о недоступных для наблюдений областях пространства и
в этом смысле изучение космических лучей является и изучением
развивающихся в глубинах Вселенной явлений.
Космические лучи обнаружены несколько десятилетий тому назад
и интенсивно изучались как на поверхности Земли, так и в воздухе с
помощью шаров-зондов. Но это изучались не сами космические лучи, а
продукты их столкновений с частицами атмосферы — вторичные
космические лучи.-Естественно поэтому, сколь большое значение для
исследования этой проблемы имело использование искусственных спутников.
95

Таблица 1.4.1
Относительная распространенность ядер, нормированная к относительной
распространенности кислорода, принятой за единицу
Элемент
1Н'
2Не
3Li
4Ве, 5В
6С
7N
80
9F
lONe
llNa
12Mg
13А1
14Si
15P—21Sc
22Ti— 28Ni
Космические
ЛУЧИ
солнечных
вспышек
700
107±14
—
<0,02
0,59±0,07
0,19±0,04
1,0
<0,03
0,13±0,02
-—
0,043±0,011
—
0,033±0,011
0,057±0,017
<0,02
Солнце
1000,0
-100,0
«0,001
«0,001
0,6
0,1
1,0
«0,001
?
0,002
0,027
0,002
0,035
0,032
0,006

Распространенность во
вселенной
1000,0
-100,0
«0,001
«0,001
0,3
0,2
1,0
«0,001
0,40
0,001
0,042
0,002
0,046
0,027
0,030
Галактические
космические
лучи
350,0
50,0
0,3
0,8
1,8
<0,8
1,0 j
<0,1
0,30
0,19
0,32
0,06
0,12
0,13
0,28
Спектр космических лучей очень стабилен во времени. Исключение
представляет низкоэнергичная компонента, которая изменяется с
изменением солнечной активности (в обратной фазе). Сущность этого
изменения интенсивности космических лучей (или «эффекта модуляции»)
заключается во взаимодействии их с магнитными полями, которые несут
в себе потоки солнечного ветра. Эти поля отклоняют заряженные
частицы, в результате чего некоторые из них не достигают окрестностей
Земли. Этот эффект модуляции виден в левой части спектра космических
лучей, приведенного на рис. 1. 4. 12.
Левая крайняя часть спектра почти параллельна оси абсцисс. Это
говорит о том, что в потоке космических лучей таких частиц (0,1 — 1 Бэв
или 108—109 эв) практически нет. Спектр энергий других ядер
практически подобен спектру протонов, изображенному на этом рисунке.
Для оценки потоков энергии более тяжелых ядер необходимо
учитывать их относительное содержание в космических лучах, приведенное в
табл. 1.4. 1. При этом масштаб по оси ординат изменяется
пропорционально относительному содержанию, а по оси абсцисс берется энергия
на нуклон (число нуклонов равно атомному весу).
Кинетическая энергия частицы с массой покоя т0, движущейся со
скоростью v, определяется выражением
■[(-£) J
где с — скорость света.
Для нерелятивистских частиц, когда v<^c, выражение принимает
вид
96

Импульс частицы равен
щу
■-if
В нерелятивистском случае это выражение преобразуется в
известном соотношении
p=m0v.
В окрестностях Земли на характере движения заряженных частиц
космических лучей начинает сказываться магнитное поле Земли.
Траектория частицы искривляется, причем очевидно, что чем меньше энергия
частицы, тем сильнее это влияние. Ограничивающим критерием
является отношение импульса частицы к ее заряду, поскольку именно импульс
Ю'1 / W Юг W3 Юч Ю5 Ю6 W7
Энергия [Бэв']
Рис. 1.4.12. Спектр космических лучей
(прогонов) в максимуме и минимуме солнечных
пятен [72]
О 30° 60° 90°
Геомагнитная широта
Рис. 1.4.13. Зависимость пороговых
импульсов вертикально падающих на
Землю протонов и а-частиц (ядра
гелия) от геомагнитной широты
является мерой способности частицы препятствовать влиянию поля,
тогда как отклоняющаяся сила пропорциональна заряду частицы. Таким
образом, поток первичных космических лучей в некоторой степени
сепарируется магнитным полем Земли по энергиям., Низкоэнергичная
компонента космических лучей вообще не достигает Земли, а энергия
частиц, достигающих Земли, зависит от геомагнитной широты. На
рис. 1.4. 13 дается графическая зависимость минимального (или
порогового) импульса частицы, необходимого для достижения Земли, в
зависимости от геомагнитной широты.
Отложенная по оси ординат величина импульса измеряется в
единицах Бэв/с, где Бэв — как отмечалось — это миллиард электронвольт,
с — скорость света.
Для перевода в обычные единицы измерений можно использовать
соотношение
1 Бэв • с-1 = 0,53 • Ю-13 г • см. сек-1.
На рис. 1.4. 13 показана также и степень зависимости порогового
импульса от массы частиц. В районе экватора до Земли могут
достигнуть только протоны с импульсом более 14 Бэв-с~1 и а-частицы с
импульсом более 7,4 Бэв - с~1. Отклонения магнитного поля от поля диполя
вообще и магнитные бури, в частности, допускают проникновение к
Земле и частиц t несколько меньшими величинами импульса, чем это дается
на рис. 1.4.13. На схеме рассматривается случай вертикального
падения. Величина порогового импульса зависит, естественно, и от угла
между вектором скорости частицы и касательными к силовым линиям поля.
7 2377
97

Способность частицы проникать сквозь магнитные поля
характеризуется понятием жесткости, представляющей в соответствии со
сказанным выше отношение импульса частицы к заряду
R=
Р'С
где
частицы
to
р — импульс Бэв • сг1\
с — скорость света;
Ze — заряд частицы.
Жесткость R измеряется в вольтах или в Бв=109 в.
Рис. 1.4. 13 позволяет определить и величину пороговой жесткости
с помощью кривой для протонов (шкалу ординат следует
считать в этом случае шкалой
Ю~
^ I
р
It
I1
I
w~*Y
ю~
to
-]5\
Злектроны
Мнз-мезоны
\ 1 I
О ZOO Ш 600 800 1000 1ZOO
Толща атмосферы [г • см ~z]
жесткости в Бв).
В ближайших окрестностях
Земли, как и в окрестностях
любого другого небесного тела,
следует учитывать геометрический
фактор ослабления потока
космических лучей за счет
экранирования самим небесным телом.
Из телесного угла, под которым
в данной точке видно данное
небесное тело, лучи не приходят.
На поверхности угол этот равен
180° (полусфера).
Но с другой стороны общая
интенсивность потока
космических лучей в окрестностях Земли
и любой другой планеты,
имеющей атмосферу, возрастает за счет
так называемого альбедо
космических лучей. Это нейтроны, кото-,
рые образуются наряду с
другими частицами в результате
ядерных столкновений между
частицами космических лучей и
частицами атмосферы. Нейтроны —
нестабильные частицы, они распа^
даются с периодом полураспада -11 мин и являются, как отмечалось,
одним из источников, дающих заряженные частицы для радиационной
зоны Земли (ее внутренней части).
Способность различных компонентов вторичных космических лучей
проникать сквозь толщу атмосферы характеризуется рис. 1.4.14. Из
рассмотрения ее следует, что протоны и электроны поглощаются
примерно одинаково, но общая интенсивность потока электронов существенна
больше. Слабее всего поглощаются веществом мю-мезоны; благодаря
своей способности не поглощаться веществом мю-мезоны
регистрируются не только на поверхности Земли, но и под нею —в глубоких шахтах
и в глубинах океана.
Электроны в первичных космических лучах были обнаружены
сравнительно недавно. Их относительно немного —так интенсивность
потока электронов с энергиями более нескольких сотен Мэв равна
5 • 10"3 эл • см'2 • сек~1 • стер'1, что составляет примерно 1 % от
интенсивности потока протонов. Позитронов в космических лучах содержится
примерно столько же, сколько и электронов. Возникать они могут в
результате рассеяния протонов космических лучей на протонах межзвездной
Рис. 1.4.14. Поглощение различных
компонентов вторичных космических лучей
атмосферой [112]
98

среды или при взрывах сверхновых звезд, причем в последнем случае
преимущественно должны образовываться электроны.
Более точные определения отношения содержания позитронов в
первичных космических лучах к содержанию электронов дают [112]
величины 0,45 для диапазона 50—100 Мэв и 0,19 для диапазона 300™
1000 Мэв. Электронная компонента первичных космических лучей имеет
поэтому преобладание электронов, что не дает возможности
остановиться на гипотезе столкновений протон — протон.
В последние годы радиоастрономия позволила обнаружить наличие
в космическом пространстве изолированных областей с электронами
более высокой энергии. Это так называемое магнитное тормозное
излучение или синхротронное излучение. Когда электрон с энергией Е^>тс2
движется в плоскости, перпендикулярной магнитному полю, он излучает
радиацию в непрерывном спектре частот, имеющую максимум
интенсивности на частоте vm, определяемую выражением
vm^6Я£э2 Мгц,
где Н — напряженность поля;
EQ — энергия электронов в Мэв.
Если электроны с энергетическим спектром
Еэ • dEQ = kE3
излучают радиацию со спектральной интенсивностью
I(v)dv = k'v~a dv,
где
a=(Y-l)/2,
то измерения зависимости спектральной интенсивности от частоты
принимаемой радиации могут явиться источником информации о
энергетическом спектре излучающих электронов, которые являются электронами
первичного космического излучения, поскольку области, где
наблюдается это излучение, расположены вне пределов солнечной системы. Но они
не достигают Земли, будучи заторможены теми областями, из которых
мы принимаем их синхротронное излучение.
Энергетический спектр протонов с полной энергией более нескольких
Бэв может быть дан зависимостью
I(>E)=CE-i ,
где 1(>Е) —интенсивность потока протонов с полной энергией
(кинетическая плюс энергия покоя) более энергии Е., Эта зависимость
согласуется с большим числом наблюдений в широком диапазоне энергий,
причем экспонента у изменяется от 1,4 для £" = 5- 109-ЯЗ • 1011 эв до 1,5 для
£=1013ч-1015Эб и, наконец, приближается к 2 для наибольших
наблюдаемых энергий 1016-И019 эв. Зависимость неприменима для энергий
ниже 0,5 Бэв. В этом, малоэнергетическом краю спектр обычно дается как
дифференциальный спектр жесткости, где N(R)dR является потоком
протонов с жесткостью в пределах R~R+dR. Выражение для величины
самой жесткости приводилось выше. Зависимость интенсивности потока
частиц от жесткости протонов для различных фаз солнечной активности
дается на рис. 1.4.15.
Вариации космических лучей уже рассматривались частично выше,
когда упоминалось об эффекте модуляции и о магнитной жесткости
частиц космических лучей. Одной из наиболее характерных особенностей
космических лучей является постоянство среднего потока их во времени.
Анализ содержания радиоактивного углерода С14, обнаруженного в
образцах, взятых глубоко со дна морей, и образовавшегося в результате
7*
99

5,0 W
бомбардировки космическими лучами, позволил прийти к заключению,
что поток космических лучей неизменен (в среднем) в течение более
30 000 лет. Измерение содержания, образуемого космическими лучами
з
изотопа Не в метеоритах, позволило определить верхний предел
интенсивности космических лучей 100 млн. лет назад, который оказался втрое
большим современной интенсивности [112].
Интенсивность потока вторичных космических лучей в толще
атмосферы и на уровне моря в очень сильной степени зависит от
метеорологических условий, изменяющих общую массу атмосферы на пути частиц.
В окрестностях Земли наблюдаются вариации космических лучей,
обусловленные Солнцем. Помимо генерирования космических лучей
самим Солнцем, которые будут рассмотрены ниже, это, прежде всего, так
называемые спады Форбуша —
временные снижения интенсивности
потока лучей, обусловленные
эффектом модуляции магнитными полями,
связанными со спорадическими
потоками плазмы. Регулярными
вариациями состояния межпланетной
плазмы и расположения Солнца
относительно той или иной точки на
Земле обусловлены вариации с
одиннадцатилетним циклом солнечной
активности и солнечно-суточные
вариации.
Форбушевские спады
интенсивности космических лучей были
обнаружены сравнительно давно, когда
была основана сеть станций по
регистрации космических лучей. Эти
спады интенсивности, обычно
совпадающие по времени с появлением
магнитных бурь, достигают по величине порядка 10% в течение
нескольких часов и затем в течение нескольких дней интенсивность
постепенно возвращается к нормальному уровню. Когда начала
регистрироваться малоэнергичная компонента первичных космических лучей, то
оказалось, что общие снижения интенсивности достигают 20%. Такие
уменьшения интенсивности, как показали наблюдения на спутниках,
имеют место одновременно в огромных областях околоземного
межпланетного пространства; следовательно, это явление носит не локальный
характер, а развивается в значительной части солнечной системы.
Общий механизм этого явления представляется сейчас примерно
следующим. Во время хромосферных вспышек наряду с
электромагнитным излучением (а иногда и с космическими лучами солнечного
происхождения) генерируются облака или потоки плазмы (в основном
ионизированный водород), которые распространяются от Солнца со
скоростью порядка 1—2 тыс. км-сек~1 и достигают окрестностей Земли за
1—2 дня. Благодаря высокой электропроводности эти облака несут в
себе магнитные поля (так называемые «вмороженные поля»), которые
имели место в окрестностях пятна в момент вспышки. Когда такое облако
охватывает громадное пространство вокруг Земли и ее мaгнитoqфepы, то
часть потока космических лучей (в основном малоэнергичная
компонента) отклоняется магнитным полем этого облака и не может достигнуть
окрестностей Земли. Это же поле влияет и на геомагнитное поле, что
проявляется в видегеохмагнитных бурь.
Наблюдения показывают наличие небольшой долготной
анизотропии в интенсивности космических лучей. Она достигает нескольких деся-
'0,1 0,2 0,5 1,0 2,0
Шесткость\Бв\
Рис. 1.4.15. Дифференциальный спектр
жесткости для протонов в периоды
максимума (/) и минимума (2)
солнечной активности
100

тых процента, причем максимум интенсивности связан с направлением
примерно 85° к востоку от линии Земля — Солнце. И амплитуда и
направление этой анизотропии претерпевают долгопериодические
вариации. Предполагается, что эта вариация связана с модуляцией потока
постоянным солнечным ветром. Для практических целей она существенной
роли не играет и потому детально не рассматривается.
Сопоставление результатов измерений интенсивности космических
лучей на различных фазах солнечной активности, в том числе
результатов, полученных на автоматических межпланетных станциях,
обнаруживает долгопериодические (11-летние) изменения интенсивности,
обусловленные также эффектом модуляции, причем эти вариации находятся
в противофазе с солнечной активностью; во время максимума
интенсивность галактических космических лучей минимальна (межпланетные
потоки солнечного ветра интенсивнее и их поля отклоняют больше частиц),
во время минимума — максимальна. Амплитуда этих вариаций
значительна— достигает 20—30%. Эти вариации, естественно, имеют сильную
спектральную зависимость — частицы малых энергий отклоняются
магнитными полями сильнее жестких частиц; так интенсивность потока
частиц с энергиями в несколько сот Мэв резко снижается во время
максимума солнечной активности, а иногда частицы исчезают полностью.
Этой же причиной объясняются и обнаруженные при запусках
межпланетных станций изменения интенсивности космических лучей с
изменением радиального расстояния от Солнца. Предполагается, что
интенсивность космических лучей, регистрируемая в окрестностях Земли даже
в годы минимума солнечной активности, в несколько раз ниже
интенсивности космических лучей в межзвездном галактическом пространстве за
пределами солнечной системы. Следствием этого предположения
является вывод о большей плотности энергии космических лучей в
межзвездном пространстве по сравнению с плотностью магнитной энергии.
КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ СОЛНЕЧНОГО ПРОИСХОЖДЕНИЯ
Интенсивные потоки частиц высокой энергии генерируются Солнцем
во время больших вспышек. Это происходит сравнительно редко, но
зато в эти моменты радиационная обстановка в межпланетном
пространстве определяется именно этими космическими лучами. Достаточно
сказать, что интенсивность их может превосходить интенсивность
нормального фона космических лучей в 10 000 раз. Генерируемые Солнцем
космические лучи с интенсивностью 1—2% от галактического фона имеют
место, вероятно, в течение 10—20%' от общего бюджета времени [112].
Частота появления больших вспышек, генерирующих сильные лучи,
оценивается равной одной вспышке в 18 месяцев. Строгой корреляции с
максимумом солнечной активности не наблюдается — скорее можно
ожидать более частого их появления в переходные периоды, нежели во
время самих экстремумов. Если учитывать все явления генерации как
мощные, так и сравнительно слабые, то в этом случае корреляция будет
более четкой, а вывод о большей радиационной опасности во время
максимума солнечной активности более обоснованным.
Экспериментальные результаты привели к заключению, что во
время вспышек плазма выбрасывается в межпланетное пространство вместе
с магнитными полями пятен в виде длинных изогнутых в связи с
вращением Солнца языков, которые достигают Земли и более удаленных
областей межпланетного пространства.
Магнитные силовые линии подобно силовым линиям геомагнитного
поля образуют магнитную ловушку, препятствующую проникновению
в нее частиц галактических космических лучей, но вместе с тем
удерживающую и те частицы космических лучей, которые генерированы Солн-
101

цем. Солнечные космические лучи могут наблюдаться через 27 и через
54 дня после их первоначального появления.
Первым признаком предстоящего появления солнечных космических
лучей является обычно наблюдение вспышки, внезапное возрастание
интенсивности излучения в ограниченной области Солнца (наблюдаются,
как правило, в линии На ). Через минуту или две жесткое
электромагнитное излучение вызывает «внезапное ионосферное возмущение» на
освещенной стороне Земли. Вспышки часто сопровождаются и бурями
радиошумов — всплесками электромагнитных шумов в широком
диапазоне от 10 до 10 000 Мгц.
В некоторых редких случаях нейтронные мониторы начинают
регистрировать на поверхности Земли резкое возрастание скорости счета
ю3
Юг
^
^
* &
S V
^
•ч
»*v
^«м
^ I
р
Имтегр
[протон-
10
W
' 0 0,2 0,Ч> 0,6 0,8 1,0 1,2 1,4 1,6
Жесткость [66]
Рис. 1.4.16. Интегральные спектры протонов (как
экспоненты от жесткости) для шести различных
вспышек. Даты и время наблюдения приводятся около
каждой прямой [130]
примерно через 15—30 мин после максимальной яркости солнечной
вспышки. Это обусловлено бывает приходом в верхнюю атмосферу
частиц очень высокой энергии ~\ Бэв (1 млрд. эв). Запаздывание во
времени бывает в несколько раз больше того времени, которое требуется
при распространении по прямой. В большинстве же случаев солнечные
космические лучи непосредственно на поверхности Земли не
проявляются.
Каждый отдельный случай солнечных космических лучей
существенно отличается от всех других как по спектру зарядов,,так и по
энергетическому спектру. Наиболее энергичные имеют энергию порядка 1 Бэв,
затем появляются во все возрастающем количестве частицы меньших
энергий, тогда как интенсивность энергичной компоненты быстро
спадает.
Экспериментальные данные показывают, что спектр протонов
солнечных космических лучей имеет экспоненциальную зависимость от
жесткости. Этот спектр дается для шести различных случаев на рис. 1.4.16.
Рассмотрение их показывает, что характер экспоненты очень сильно из-
12-5-f951
102

-меняется от случая к случаю. Дифференциальный спектр космических
лучей солнечного происхождения, полученный путем прямых измерений
в межпланетном пространстве во время начальной фазы вспышки 28
сентября 1961 г., приводится на рис. 1.4.17, который показывает, что
интенсивность потока и форма спектра очень сильно зависят от времени. Это
заставляет предполагать сильную зависимость механизмов
распространения частиц и их рассеяния от энергии частиц.
til
ill
10J
102
101
w°\
Время по, Гринвичу
ZZU ZZ<ti ZZ?1 ZZei Z32i Z31l Z3?o Z3£7
10
\T
rv
Л
\
I ' I ё 1. ■» Ь. I I iP I il I * ■ i ■ ■
100 1000 § <§ § § § % % § % § § % % §
Кинетическая энергия протонов \МэВ\
(искала логарифмическая)
Рис. 1.4.17. Серия дифференциальных спектров протонов солнечных
космических лучей, зарегистрированных через 7 мин один после
другого [130]
Приблизительную картину общего потока протонов солнечных
космических лучей различных диапазонов энергии для вспышки класса 3-J-,
имевшей место 12 ноября 1960 г., и развития этого потока во времени
дает рис. 1.4.18 [68]. На ней не дано масштаба по оси ординат, но общие
интенсивности на любой момент времени могут быть определены благо-
1,2-105протон см~г-сек-г
21°о goo
1,2-10*\
npomot\ см~г-сек~1
19°£
Вспышгк ЬчО Мэв<Е£б 5з6
ка/
Cf/0/Ш.-л V Чи /V/J
<ZO°J\
12 2h
12 ноября 1960
12 Zb
13 ноября 1960
1Z 24 час.
1¥ ноября 1960
Рис. 1.4.18. Развитие во времени потока протонов солнечных
космических лучей, генерированных вспышкой класса 34-
12—14 ноября 1960 г.
даря тому, что указаны величины потока в ряде точек, где пересекаются
аппроксимирующие поток прямые линии. Полный поток протонов
первичных космических лучей и интегральная создаваемая ими доза
применительно к этому случаю даются в табл. 1.4.2.
103

Следует отметить, что это не предельно возможная при солнечных
вспышках величина дозы. Расчеты, выполненные для других вспышек,,
показывают, что могут иметь место величины дозы 3 • 104 рад. Для
сравнения можно отметить, что прохождение через внутреннюю часть
радиационной зоны Земли (в течение часа) дает дозу 6 рад, а галактические
космические лучи в период максимума солнечной активности дадут дозу
порядка 5 рад в течение года.
Таблица 1.4.2
Диапазон энергий
(30<£<80 Мэв)
(80 < Ж 440 Мэв)
(440 Мэв<Е<6 Бэв)
Всего
Интегральный поток
[протон -см~~2]
8,45-109
6-108
3,5-106
9,Ы09
Интегральная доза
[рад]
1790
62
1,1-10-1
1852
Солнца
СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР
Название «солнечный ветер» было дано Паркером постоянному
потоку солнечной плазмы. Из теории следовало, что плазма должна
распространяться в межпланетном пространстве в виде радиальных
потоков, постоянно движущихся от Солнца со скоростью около 10 км-сек~1
вблизи короны Солнца и (5-=-10) • 102
I км • сек~1 на расстоянии 1 а. е. (на удале-
I Активная ниях, соответствующих расстоянию до ор-
направление 0(TyyCj^ynna пяте/1 биты Земли), а интенсивность около Зем-
вращения <ТЖ\ ' ли 10й слг2сек~1.
Силовые линии магнитного поля этих
потоков должны быть изогнутыми
вследствие вращения Солнца, причем тем
сильнее, чем ниже энергия частиц солнечного
ветра, а индукция этого магнитного поля
должна иметь порядок величины 10~5 гс
[30].
Первые измерения этого потока
плазмы были выполнены Грингаузом на
автоматических станциях серии «Луна»
(1959 г.) [31].
Эти измерения показали, что
величина интенсивности потока частиц
солнечного ветра составляет (108—109)
см~2 сек'1. Позднее были измерены
скорости частиц (Эксплорер-10), которые
оказались равными 400—800 км • сек~1.
Позднее, во время длительных измерений частиц солнечного ветра,
проводившихся на «Маринер-2» с помощью электростатического
анализатора, оказалось, что скорости частиц солнечного ветра имеют тенденцию"
к периодическому повторению (через 27 дней — период обращения
Солнца вокруг своей оси). Следовательно, имеет место радиальная
анизотропия общего поля солнечного ветра; потоки, генерируемые активными
областями Солнца, оказываются более интенсивными (рис. 1.4.19). Таким
образом, этими и последующими межпланетными измерениями была
подтверждено наличие солнечного ветра. Эксперименты показывают
также, что величины интенсивности потоков могут изменяться от 2-ИО7 до
Рис. 1.4.19. Схема магнитных
силовых линий в области Солнце —
Земля [130]
Ш

109 см~2 сек'1, что существенно меньше величины, предсказанной
Паркером, хотя в целом картина получается сходной.
Несмотря на сравнительно низкие энергии частиц солнечного ветра
и его интенсивности, это явление физически весьма важно с различных
точек зрения. Солнечный ветер определяет структуру и величину
межпланетного магнитного поля, что, в свою очередь, управляет
интенсивностью галактических космических лучей, определяет характер
геомагнитных возмущений и связанных с ними других геофизических явлений.
Есть основания полагать, что физические характеристики лунной
поверхности во многом определяются также солнечным ветром.
Солнечный ветер состоит в основном из протонов. Второй заметной
компонентой являются альфа-частицы — примерно 5%.
корпускулярные потоки в окрестностях земли
Изучение корпускулярных потоков началось при запуске первых
спутников. К настоящему времени получено очень большое количество
данных о корпускулярных потоках различной интенсивности,
зарегистрированных в различных областях околоземного пространства в
различные моменты времени. К сожалению, еще не существует достаточно
полной и стройной общей картины всех этих потоков, их природы и
геофизической активности, поэтому приходится ограничиваться фрагментарным
изложением полученных экспериментальных данных или простым
упоминанием о полученных в том или ином эксперименте результатах.
Первые измерения потока электронов с энергией порядка 10 кэв
были выполнены на третьем искусственном спутнике Земли (ИСЗ) [51]
в мае 1958 г. В результате этих измерений были обнаружены мощные
потоки таких электронов в южной части Тихого океана на высотах до
1900 км. Поток был настолько сильным, что временами вызывал
«зашкаливание» прибора, поэтому установить верхний предел интенсивности
потока не удалось. В моменты «зашкаливания» общая интенсивность
потока энергии электронов превышала 100 эрг • см~2 • сек'1. Была
обнаружена также тенденция к уменьшению интенсивности с увеличением
эффективной энергии частиц, т. е. в данном случае это был именно поток
мягких электронов. В полярных областях энергия электронов была меньше.
В последующие годы большое количество замеров интенсивности
корпускулярных потоков было выполнено с помощью спутников серии
«Космос» и «Электрон» как в области магнитосферы, так и за ее
пределами [71]. Так были зарегистрированы потоки мягких корпускул в
диапазоне энергий 40—5 кэв. Оказалось, что потоки этих электронов
ориентированы изотропно по отношению к магнитному полю, интенсивность
потока их увеличивается с высотой от 200 до 1500 км. Средняя величина
этих потоков достигает 108 электрон • см~2 • сек-1 • стер'1 и наблюдаются
они в основном на дневной, изредка на ночной стороне Земли.
Предполагают, что это потоки «свежих фотоэлектронов», образующихся в
результате ионизации атмосферы жесткой электромагнитной радиацией
с Ж 300 А.
Интенсивность мягких электронов с энергией >20 кэв во внешней
части радиационной зоны (на L>5) по данным спутника «Электрон-1»
(минимум солнечной активности) оказалась весьма непостоянной и
коррелирующей с /Ср-индексом магнитного поля. В магнито-спокойные дни
поток этих электронов на высотах 5000—7000 км достигал
^5-107 электрон- см~2 • сек'1. Граница зоны наличия таких потоков со
стороны высоких широт смещена к ночной стороне Земли. Ее форма и
положение относительно геомагнитного полюса согласуются с
очертаниями «мгновенной» зоны полярных сияний и отражают суточную
асимметрию магнитосферы. Во время магнитных бурь отмечались
значительные и быстрые вариации интенсивности потоков мягких электронов, при-
105

чем поток их на 5—7 тыс. км достигал иногда 2 • 109 электрон • см~2 • сек~1.
В это же время значительные интенсивности потоков электронов (до
108 электрон - см~2 • сек~1) регистрировались также и на высотах 400—
500 км. Поток электронов, регистрировавшийся на 5—7 тыс. км под
южной зоной полярных сияний, был соизмерим с тем, который можно было
ожидать на основании наземных наблюдений в северной зоне сияний.
Интенсивность потоков очень мягких корпускул регистрировалась на
спутнике «Электрон-2» (минимум солнечной активности), причем внутри
магнитосферы обнаружена
обширная пространственная область
повышенной интенсивности электронов
с энергиями от 0,1 до 10 кэв. Эта
область расположена вне пояса
захваченных электронов с
энергиями > 150 кэв. Потоки электронов
в этой области достигали величины
109 электрон- см~2• сек~х -кэв~1 при
энергии 0,2 кэв и 5-Ю7 электрон-
10s
to"
ю3
W2
[^
-112°
_ J
Электрон-2
дг is. г.136 ь
11r tf^fuonjviAruuia
1
1
'о
t
105\
10 **
ю3
102\
105\
10*
W3
10*
\ 16.2.138^
• см~
сек~
• кэв~х — при
10
кэв.
312 Время (мировое)
3 <+ J 6 7 8 3 10 L
Рис. 1.4.20. Пример пролета сквозь
нерегулярный поток электронов в
переходной зоне за пределами магнитосферы
Протяженность области будет
больше для электронов с энергией < 1 кэв,
чем для электронов с энергией
порядка 10 кэв, — иначе говоря, суве-
личением расстояния от Земли
наблюдается тенденция к смягчению
спектра электронов. Протяженность
области и потоки электронов в ней
нестабильны во времени и
обнаруживают вариации с характерным
временем порядка нескольких ддей;
потоки имеют положительную
корреляцию с солнечной активностью.
В то же время потоки
положительных ионов внутри
магнитосферы, как правило, не превышали
порога регистрации, т. е. в интервале
энергии 0,1—10 кэв их интенсивность потока была не более 5-107 ионов-
- смг2- сек~1.
В районе апогея орбиты спутника «Электрон-2» (около 70 тыс. км)
вне пояса радиации регистрировались спорадические, длящиеся
несколько часов возрастания интенсивности потока электронов с энергиями
<^1 кэв. Спорадические потоки наблюдались на высоких магнитных
широтах (—45-н—70°) вблизи ночного меридиана. За пределами
магнитосферы в переходной области наблюдались нерегулярные потоки
электронов (с энергией более 40 кэв) интенсивностью ^5-103-~
1 • 105 электрон • см~2 • сект1, которая имеет положительную корреляцию с
геомагнитной возмущенностью [19]. В сравнении с потоками внутри пояса
спектр электронов, регистрируемых за его пределами, значительно мягче.
В процессе работы спутников «Электрон» наблюдались многочисленные
случаи прохождения таких потоков. Данные о наиболее интересных
случаях, характеризующие эти потоки с различных точек зрения, даются в
табл. 1.4.3, а характерный случай пересечения такого потока орбитой
спутника показан на рис. 1.4.20, причем на нем для сравнения даются
случаи прохождения спутника через ту же самую область до и после
встречи с потоком.
Появление нерегулярных потоков электронов вне поясов Земли
совпадает с увеличением возмущенности магнитного поля как на поверхно-
106

сти Земли, так и на расстояниях порядка 30000 км от нее. Возможно, что
это результат ускорения электронов во время возмущений до энергий
более 100 кэв.
Таблица 1.4.3
Дата
1964 г.
31.1
7.2
13.2
16.2
21.2
*
Спутник
„Электрон-1"
„ Электр он-2"
„Электрон-1"*
„Электрон-1"*
„Электрон-2а
„Электрон-2"
* Электрон-1а
Спутник, по-видимом
Прохождение максимума
потока

Мировое

время
час
мин
18 20
3 00
3 30
16 46
17 15
3 02
3 06
10 10
10 52
11 24
2 49
У, Два

Высота
км
7 100
46 900
50 000
7 100
6 300
6 400
6 200
35700
28 200
33 600
6 800
жды п
Географичек
кая широта
-51
—39,5
—41,5
-48
—61
-61
—60
-58
-26
—31
—60
ересек
Географичес
кая долгота
+ 122
—30
—36
+ 125
+ 175
13-
23
—57
—170
—174
—16
ал оди
L
10
11,2
12,3
8,8
9,7
6,3
6,4
—14,4
7
8,8
5,7
н и то
Проекция
на северное
полушарие

Географическая

широта
f
78
63
65
77
70
58
59
64
63
69
54

долгота
Х°
+ 122
—60
-65
+ 125
—138
—44
—40
—70
—133
—140
—60
т же поток.
iVmax
ДЛЯ
£>100
кэв

[электрон-
-см—*2"
-сек—Ц
2.105
7-104
7-104
4-105
5-104
Ы05
2-104 •
1,5-105
107
105
106
В тех областях, где ускоренные частицы могут удерживаться
магнитным полем, часть их оказывается захваченными.
Поскольку все зарегистрированные потоки наблюдались в областях,
соответствующих высоким геомагнитным широтам, то они, по-видимому,
связаны с такими явлениями, как полярные сияния и бухтообразные
возмущения. Предполагается наличие связи и с потоками меньших энергий,
что, в частности, подтверждается регистрацией («Электрон-2») потоков
электронов с энергиями 1—10 кэв, интенсивность которых достигала
109—1010 электрон • см~2 • сект1. Для потока электронов, наблюдавшегося
16 февраля 1964 г., спектр энергии начинался с £э>50О эв.
Более ранние случаи обнаружения мощных потоков электронов
малых энергий за пределами магнитосферы (при запуске автоматических
станций, начиная с первых запусков к Луне) привели к появлению
названия «самый внешний пояс заряженных частиц», относившегося к
области, где они наблюдались. По данным АМС «Луна-2» протяженность
этой зоны оказалась порядка 40 000 км [33].
Пространственное распределение этих потоков зависит, естественно,
от характера и структуры магнитного поля на больших удалениях от
Земли. Вблизи эклиптики зона обнаружения частиц разделяется на две
области — ночную и дневную. Первая расположена вдоль границы
магнитосферы в переходной зоне, проникая вглубь магнитосферы, но
электроны, находящиеся внутри магнитосферы, имеют большие энергии.
Ночная область, если смотреть со стороны полюсов, не смыкается с днев-
107

ной — на утренней и вечерней стороне имеются разрывы. Есть основания
предполагать, что дневная и ночная области смыкаются через
высокоширотные области, образуя сложную конфигурацию общей структуры
зоны. Ночная область расположена ближе к Земле, что хорошо
согласуется с очертаниями зоны захваченной радиации.,
Потоки электронов претерпевают временные вариации, также
связанные с общей структурой магнитосферы. Изучение самой внешней зоны
может явиться ключом к пониманию многих нерешенных проблем
физики околоземного пространства и, в частности, механизма
проникновения частиц в магнитосферу и заполнения ими магнитной ловушки.
ИНТЕНСИВНОСТЬ КОРПУСКУЛЯРНЫХ ИЗЛУЧЕНИЙ
В ОКРЕСТНОСТЯХ ЛУНЫ [28]
Космические лучи регистрировались на спутнике «Луна-10» с
помощью счетчика, экранированного со всех сторон латунью. Результаты
измерений в межпланетном пространстве по пути к Луне дают довольно
высокий уровень интенсивности космических лучей, несмотря на
начавшееся возрастание солнечной активности. Ближе к Луне интенсивность
космических лучей снижается за счет возрастания экранирования Луной
и увеличивается за счет отражения космических лучей лунной
поверхностью. Измерения позволили определить величину этого альбедо
космических лучей, которая оказалась равной 0,13 (или 13%). Измерения,
выполненные на станции «Луна-9», дают более высокую величину
альбедо—'26%. Это расхождение объясняется более сильным экранированием
счетчика, размещенного на станции «Луна-10». Сопоставление этих двух
результатов позволяет сделать выводы относительно эффективного
значения атомного номера вещества лунной поверхности, которое оказалось
меньше 17—24.
Мягкое корпускулярное излучение регистрировалось на станции
«Луна-10» торцовым счетчиком с неэкранированным слюдяным окошком.
Энергетический спектр регистрировавшихся частиц был сравнительно
мягким: электроны — с энергией >40 кэв и протоны — с энергией
>500 кэв. Зарегистрированы потоки частиц малой энергии, которые
объясняются, сравнительно слабыми формами солнечной активности.
Не исключено, что некоторые из этих возрастаний могут быть
объяснены прохождением Луны через шлейф (или иначе — через хвост)
магнитосферы Земли.
Аппаратура спутника позволила также достаточно надежно
установить границу распределения в окрестностях Луны электронов с
энергиями порядка 40 кэв, которые могут быть захвачены постоянным
магнитным полем Луны величиною 10—20 у. Полученные результаты говорят
о том, что если только такие потоки и существуют, то их интенсивность
в диапазоне высот 350—1000 км от лунной поверхности не превышает
3 см~2 стер^сек'1.
1.5. МАГНИТНОЕ ПОЛЕ ЗЕМЛИ [112], [129], [72]
ОБЩИЙ ХАРАКТЕР ПОЛЯ
Геомагнитное поле простирается далеко за пределы верхней
атмосферы и определяет не только многие особенности ионосферы и
характер движения частиц в радиационном поясе планеты, но и сложным
образом взаимодействует в своих периферийных областях с потоками
межпланетной плазмы — солнечным ветром.
Магнитное поле чрезвычайно динамично и подвержено влиянию
потоков солнечного ветра. Те магнитные бури, которые разыгрываются на
больших удалениях от земной поверхности в результате взаимодействия
с солнечным ветром, проникают и в глубины поля, к земной поверхности.
108

С точки зрения космических исследований именно изменчивость
магнитного поля представляет наибольший интерес. Отзываясь на
возмущения, происходящие на границе магнитосферы, магнитное поле
является своего рода индикатором этих процессов, позволяя исследовать их как
путем отыскания физических механизмов, так и путем построения
статистических взаимосвязей.
Кроме того, исследование магнитного поля может представлять
интерес и с точки зрения изучения особенностей строения недр планеты.
Это может быть проиллюстрировано примером измерений, выполненных
еще третьим спутником в районе восточно-сибирской магнитной
аномалии. Характер распространения этой аномалии на большие удаления от
земной поверхности позволил прийти к заключению, что источники ее
лежат глубоко в недрах Земли и поэтому не могут быть объяснены
залежами руды, как это имеет место, например, в районе Курской
магнитной аномалии.
С точки зрения чисто технических задач магнитное поле
используется для успокоения вращения спутников, для определения их
ориентации относительно Земли и т. п.
Геомагнитное поле приблизительно может быть представлено полем
магнитного диполя с дипольным моментом, равным 8,06-1025 гс-см3.
Центр этого диполя смещен относительно геометрического центра Земли
примерно на 500 км в сторону восточного полушария — точнее к 160—
170° в. д. Кроме того, геомагнитная ось не совпадает с осью вращения
Земли. Это приводит к тому, что северный магнитный полюс расположен
на 78,5° с, ш. и 69° з. д., а южный на 78,5°ю. ш. и 111° в. д.
В полярной системе координат уравнение магнитной силовой линии
диполя может быть записано:
где К — геомагнитная широта, a RQ — расстояние до силовой линии
в плоскости геомагнитного экватора.
Изменения напряженности поля В* вдоль силовой линии
определяется зависимостью
В _ Т/4 —3cos2X
Вэ cos61
Индекс «э», как и ранее, означает величину, относящуюся к точке
пересечения линии с геомагнитным экватором. Величина Вэ определяется
из зависимости
0,312/?|
и выражает известный закон убывания напряженности магнитного поля
обратно пропорционально радиусу.
Реальное магнитное поле существенно отличается от строго диполь-
ного и характеризуется значительными местными аномалиями, из
которых можно отметить восточно-сибирскую и бразильскую. Последняя
оказывает весьма существенное влияние на положение нижней границы
радиационной зоны. Эффекты мелких локальных аномалий очень быстро
исчезают с высотой и для космических исследований существенной роли
не играют. Но, будучи обусловлено внутренними причинами, магнитное
* В геомагнетизме, где не имеют дела с магнитными материалами, магнитная
проницаемость равна единице (в системе СГС), а потому различием между
напряженностью магнитного поля Н и магнитной индукцией В можно пренебречь. В связи с этим
для Н и В применительно к геомагнитному полю и к космическим полям употребляется
единица измерения Гаусс (гс), а также гамма (у=\0~5 гс) (Прим. автора).
109

поле Земли определяется в значительной мере и внешними по отношению
к твердой Земле источниками. Прежде всего в этой связи следует
отметить ионосферные аномалии распределения поля по высоте,
экспериментально обнаруженные еще третьим спутником, и магнитосферные,
которые были обнаружены в ходе запусков автоматических станций
«Луна-1» и «Луна-2» (рис. 1. 5. 1).
Предполагается, что эти аномалии обусловлены локальными
токовыми системами. Кроме того, на больших удалениях от Земли магнитное
поле сильно искажается и солнечным ветром. Все эти внешние
источники магнитного поля могут давать эффект, который на уровне Земли
имеет величину 10—40у (1у= Ю~5 гс), что составляет около 0,1% от
величины поля у поверхности. Это означает, что влияние этих источников
следует учитывать лишь непосред-
"~" ственно в космосе, на больших
удалениях от Земли.
Геомагнитному полю
свойственны и иные изменения, так
называемые вековые. Следует
отметить, что эти изменения поля не
одинаковы в разных точках — это
не просто смещение поля диполя
относительно географических
координат. В 1965 г. максимальная
скорость убывания магнитного
поля (в южной Атлантике)
составляла —156у в год, а
максимальная скорость его возрастания (в
центре евразийского материка)
составляла +54у в год. Общие
изменения геомагнитного поля могут характеризоваться как сумма
следующих изменений: а) увеличение магнитного момента диполя со
скоростью (в. районе экватора) около 50 у в год; б) общий дрейф всего
магнитного поля в западном направлении со скоростью примерно 0,2—0,3
градуса в год и в) дрейф дипольного поля в северном направлении, что
составляет приблизительно 21—27 у в год.
Для понимания природы магнитного поля следует остановиться на
существующих гипотезах его происхождения. Характер распространения
сейсмических волн в недрах Земли заставляет предполагать, что под
тонкой земной корой (30—60 км под континентами и 5—6 км под океанами)
расположена отделенная от коры резкой границей (так называемой
«границей Мохоровичича») твердая мантия. Ниже ее от глубины около
2000 км и до 5120 км расположена внешняя часть ядра Землиг
находящаяся в жидком состоянии и потому не передающая поперечные
сейсмические волны. Внутренняя часть ядра, как полагают, находится в тверт
дом состоянии.
1
!
I
5
0,6'
o,s\
о,*
0,3
0,1
0,1
о
L\ см
Vх
V
%,
N1
.. 1
2 3 l+ 5 6 7 8 9 10
Высота \*103км]
Рис. 1.5.1. Напряженность
геомагнитного поля на различных удалениях от
земной поверхности
ВОЗМОЖНЫЙ МЕХАНИЗМ ОБРАЗОВАНИЯ
ГЕОМАГНИТНОГО ПОЛЯ
Материал коры не обладает тем средним магнетизмом, который мог
бы объяснить природу магнитного поля равномерным намагничиванием
вещества Земли. Кроме того, следует учесть, что температура в коре
увеличивается с глубиной примерно на величину 20° С км~х. Если она с той
же скоростью возрастает и в мантии, то можно прийти к заключению,
что температура превысит точку Кюри для железа (750° С при
нормальном давлении) на глубине непосредственно под корой и материал здесь
уже не может иметь магнитных свойств. Если учесть далее, что материал
мантии не намагничивается, а магнитное поле такого происхождения не
ПО

могло бы изменяться подобно изменениям существующего поля, то
следует прийти к выводу, что эта гипотеза несостоятельна. Высказывались
предположения о связи магнитного поля со скоростью вращения
планеты, однако детальные измерения скоростей вращения и магнитных полей
звезд и факт отсутствия магнитного поля у Марса, с его высокой
скоростью вращения, делают сомнительной и эту гипотезу.
Наиболее правдоподобной в настоящее время считается
динамо-теория. Наличие жидкого ядра позволяет сделать допущение о
существовании в нем и движений жидкости и электрических токов,
взаимодействующих между собою. Основной причиной движения жидкости являются,
очевидно, термодинамические процессы. Это следует, например, из
предположения о концентрации радиоактивных элементов в центральной
части ядра. В этом случае тепло, образующееся при распаде, неизбежно
вызовет конвективные движения во внешнем жидком ядре.
Рассмотрение свободно затухающих токовых систем приводит к выводу о
существовании двух видов этих систем. Один из них магнитный — связан с
зональными (направлены вдоль параллелей) электрическими токами и ди-
польным (или квадрупольным и т. д.) магнитным полем, с силовыми
линиями, лежащими в меридиональной плоскости. Второй вид —
электрический, связан с существованием тороидального магнитного поля
с силовыми линиями, лежащими в экваториальной и параллельной ей
плоскостях. Среднее время жизни экспоненциально затухающего диполь-
ного поля оказывается в этом случае около 15 000 лет, что много
меньше общего возраста Земли. Квадрупольное и более высокие виды полей
затухают еще более быстро. Это означает, что если бы магнитное поле
просто возникло в момент образования Земли и не поддерживалось бы
внешними причинами, то оно давно бы исчезло.
Если допустить существование движения жидкости со скоростью v
в присутствии электрического поля Е и магнитного поля Н, то величина
электрического тока / оказывается равной
I=v(E+crlvH),
где а — проводимость.
Движение поперек магнитного поля индуцирует электрический ток,
который описывается вторым членом выражения. Напряженность
магнитного поля Н тогда вызывает появление пондермоторной силы
/ • Н, действующей на жидкость и модифицирующей ее движение.
В пространстве с бесконечной проводимостью (при а = оо) часть
выражения, заключенная в скобках, должна быть равна нулю и тогда
Е = —с-^-Н,
при этом можно показать, что силовые линии магнитного поля будут
смещаться вместе с жидкостью, как если бы они были «вморожены»
в нее. В этом случае энергия может быть передана от жидкости поля
и последнее будет усилено.
Если предположить, что имеется дипольное магнитное поле и
жидкость, вращающаяся с неодинаковой, возрастающей с глубиной
скоростью, то силовые линии оказываются в области ядра скрученными,
навиваются вокруг оси вращения, создавая в ядре тороидальное поле. При
этом энергия может передаваться от движущейся жидкости полю, а
теория этого явления вследствие своей аналогии принципу динамо-машины с
самовозбуждением называется динамо-теорией. Существует несколько
различных моделей, основывающихся на этом принципе.
Динамо-теория может объяснить и вековые изменения магнитного
поля. В частности, дрейф поля в западном направлении может быть
объяснен более медленным, чем вращение мантии движением внешних слоев
ядра.
111

ВАРИАЦИИ МАГНИТНОГО ПОЛЯ
В изменениях магнитного поля обнаруживаются суточные
вариации — изменения, повторяющиеся каждый день. Эти вариации имеют
место обычно днем, а если и обнаруживаются ночью, то имеют очень
малую амплитуду. Общая картина этих вариаций и каждого ее элемента
изменяется с широтой. Это вариации глобального масштаба. Поскольку
они управляются Солнцем и имеют место в магнитно-спокойные дни, то
они называются солнечно-спокойными магнитными вариациями и
обозначаются Sq.
При рассмотрении длинного ряда часовых величин магнитных
элементов оказывается возможным статистически обнаружить другие вариации,
имеющие период половину лунного дня, систематически изменяющиеся
с фазой. Это лунные вариации, обозначаемые L. Амплитуда L много
меньше амплитуды Sq. Если учесть, кроме того, что лунный день всего на
50 мин длиннее солнечного, то ясно, как трудно обнаружить эти
вариации. На магнитном экваторе и Sq, и L необычно велики. Следует еще
отметить, что основные вариации L имеют место на освещенной
Солнцем стороне Земли и зависят от сезона.
Анализ показывает, что около двух третей вариаций Sq и L
обусловлено причинами внешними по отношению к Земле и около одной трети—
внутренними. Когда Земля находится в магнитном поле, изменяющемся
со временем, то вследствие ее высокой проводимости в ней возникает
электрический ток, которым и может быть объяснена та часть
вариаций, которая обусловлена внутренними причинами, в то время как сам
ток индуцируется в Земле переменными магнитными полями внешнего
происхождения. Предполагается, что солнечно-суточные вариации
обусловлены электрическими токами верхней атмосферы, которые, в свою
очередь, вызваны нагревом верхней атмосферы, а лунно-суточные
связаны с приливными движениями. Эта теория получила название
атмосферного динамо.
Крупномасштабные атмосферные движения являются, очевидно,
в основном горизонтальными. Такие движений в условиях магнитного
поля индуцируют электрическое поле, перпендикулярное как
магнитному полю, так и скорости движения воздуха. Это — «электрическое поле
динамо». При высокой проводимости атмосферы именно это поле и
управляет электрическим током. Генерируемые в ионосфере
горизонтальные токи аккумулируют электрический заряд в определенных областях
земного шара, электростатическое поле которого, в свою очередь, создает
дополнительный ток.
Идеализированная схема ветров в ионосфере, создающих
вариации Sq, изображена на рис. 1.5.2. Схема должна оставаться
стационарной по отношению к Солнцу. Центры токовых вихрей расположены
примерно на 30° магнитной широты. Хотя сила тока в каждой отдельной
точке не слишком велика, суммарный ток, протекающий через
полуденный меридиан между центрами токовых систем, имеет силу около
120 000 а. Наибольшая удельная плотность тока имеет место в области
экватора, где предполагается существование экваториального тока.
Действительная схема несколько отличается от идеализированной: фокусы
токовых вихрей расположены не точно на одном и том же меридиане,
сила тока в летнем полушарии больше, чем в зимнем, причем вихрь
летнего полушария простирается и в зимнее, пересекая магнитный экватор.
Проверка существования такой токовой системы заключается в
измерении распределения магнитного поля в ионосфере. Применительно
к экваториальному току такие эксперименты выполнены уже давно и
подтвердили справедливость предположения о его существовании.
Результаты ракетных измерений показывают, что действительное
распределение магнитного поля по высоте отличается от закона обратного куба
112

в области 100—115 км и обнаруживают вторичный максимум на высоте
около 130 км (рис. 1.5.3). Этот ток обнаруживается и путем
радиолокационных измерений. В средних широтах экспериментальная проверка
теории сложнее, главным образом, потому, что магнитное поле здесь не
параллельно Земле, а измеряться в дан- ^. - "
ном случае должна горизонтальная ком- 1ПП
понента поля. Тем не менее сопоставление
результатов запусков, выполненных в
моменты времени, когда токовые системы
должны существовать, с измерениями во
время их отсутствия подтверждают
гипотезу.
Аналогичная схема с большой ампли-
Географи ^ески а
полк/с
Полуденный
меридиа*
Магнитный
полюс
магнитный,
экватор
Рис. 1.5.2. Схема ионосферных ветров,
создающих вариации Sq.
/Jl/
no
110
wo
90
on
' ¥~\
xxO
XX
*
X
: *
°* (
X
О x
О*
О
о
о
о
о
о
о
о *
о
о
о х
о
X
- о
X
X
X
1 i 1 ■ 1 1
о -юо -гоо -зоо
[Г]
Отклонение от теорети -
чрской величинь!
Рис. 1.5.3. Распределение
магнитного поля по высоте в
экваториальной нижней ионосфере.
По оси абсцисс даются
разности между теоретическим и
действительным полем
тудой на экваторе должна быть и для лунно-суточных вариаций. Но
степень усиления в этом случае будет выше, чем для солнечно-суточных.
Причина этого неясна.
Наличие ионосферных токов зарегистрировано в ходе проведения
магнитометрических измерений на третьем советском спутнике.
Ионизация нижней ионосферы, резко возрастающая в результате
рентгеновского излучения, генерируемого при вспышках, связана с
появлением в это время радиозатухания. Вариации Sq резко возрастают
при этом на дневной стороне. Это увеличение их называется
эффектом солнечных вспышек. Существование их является сильным
доводом в пользу справедливости динамо-теории. Эффект концентрируется
в области магнитного экватора и бывает тем больше, чем больше сами
солнечно-суточные вариации.
ПОЛЯРНЫЕ ВОЗМУЩЕНИЯ
Видимые полярные сияния появляются в геомагнитных широтах
63—72°. Одновременно с ними здесь отмечаются и существенно более
сильные, чем в низких широтах вариации магнитного поля, которые
наблюдаются даже в годы низкой активности Солнца. Возмущения
отмечаются во время 8—9 ночей из каждого десятка ночей. На первый взгляд
8 2377
113'

они перпендикулярны, но при тщательном рассмотрении они образуют
определенные схемы, на которые налагаются более мелкие возмущения.
В полярных областях часто наблюдаются возмущения, называемые
бухтообразными. Наиболее образно они могут быть описаны, если
рассматривать вариации горизонтальной компоненты. На магнитограмме
2
т
В
Т
1°
±
л
1
500%
j_ D
Z —
Н-
23 и гь окт. 1957
TV~
I2i
1800
О
600
12** час
Рис. 1.5.4. Полярные вариации геомагнитного поля
Н — горизонтальная компонента (положительная к северу); Z—вертикальная компонента
(положительная вниз); D—девиация (положительная к востоку)
Аляска 67° сев. магнитной широты
(рис. 1.5.4), полученной на Аляске 23—24 октября 1957 г., можно четко
видеть положительные вариации +Л# горизонтальной компоненты и
отрицательные—А#. Положительные и отрицательные вариации
объясняются соответственно западными и восточными ветрами в ионосфере.
Солнце
12° о
fgOO
6°о
Геомагнитная
полночь
Рис. 1.5.5. Электрические токи полярного сияния
Наблюдения также показывают, хотя это и нельзя еще считать
окончательно доказанным, что эти токи являются лентообразными и
сосредоточены в области видимых полярных сияний. Сопоставление
последовательности событий приводит к заключению, что обращение тока или
перемена его направления, соответствующая по времени изменению знака
114

бухтообразного возмущения, представляет собою одно явление с
распадом («брэкап») дуг полярных сияний. Оно имеет место в полночные
часы и визуально наблюдается в течение нескольких минут в полосе
широт порядка 30°. Следует учитывать, что речь идет о геомагнитной
полуночи, смещенной на ±2 часа от местной полуночи, и о геомагнитных
широтах. Каждые сутки может быть только конечное число событий.
Протяженность возмущений по долготе может достигать более ста
градусов. Существование +Л# на вечерней стороне Земли всегда
сопровождается отрицательным возмущением. Соответствующие этим
возмущениям электрические токи называют токами полярного сияния,
которые на рис. 1.5.5 показаны двумя широкими стрелками.
Заштрихованная область показывает область дневных возрастаний поля.
Следует отметить далее, что вариации поля являются весьма
сложными и происходят во время высокой геомагнитной активности и очень
часто сопровождаются магнитными бурями глобального масштаба. Во
время бури часто бывает несколько больших отрицательных
возмущений, приходящихся на ранние утренние часы.
ПОЛЯРНАЯ ШАПКА
В отличие от зоны полярных сияний магнитные возмущения,
наблюдаемые в полярных областях, классифицировать труднее. Корреляция
между полярными сияниями и магнитной активностью уменьшается по
направлению к полюсу и на магнитной широте около 80° эти два
явления имеют уже отрицательную корреляцию. В полосе широт 70—80°
магнитная активность является переходной. В соответствии с этим обычно
различают два типа полярных возмущений: возмущения, совпадающие
с бухтообразными возмущениями полярной зоны, и возмущения,
возникающие на освещенной солнцем стороне, вблизи полуденной точки.
Возмущения первого типа нерегулярны, но будучи осреднены с
периодом примерно в час они дают довольно строгую систему и
согласуются с приведенной выше схемой ионосферных токов в полярной
области. Экспериментальная проверка существования токов в полярной
области более затруднена, чем в зоне полярных сияний, поскольку могут
иметь место локальные отклонения от строгой геометрической схемы,
изображенной на рис. 1.5.5. Тем не менее в имеющихся ракетных
измерениях магнитного поля в этой области имеются данные,
подтверждающие справедливость этого объяснения.
Второй тип полярных возмущений заметен наиболее четко, когда
общий уровень глобальной активности и активности в полярной шапке
бывает низким. В это время на дневной стороне около 80° магнитной
широты сохраняется область, где эти возмущения бывают заметны
(заштрихованная область на рис. 1.5.5).
МАГНИТОСФЕРА ЗЕМЛИ
Вопрос о геомагнитной активности не исчерпывается
рассмотренными выше видами магнитных возмущений. Существуют, кроме них, так
называемые магнитные бури, и для понимания многих геофизических
явлений требуется иметь представление об индексах геомагнитной
активности. Но дело заключается в том, что объяснение природы
геомагнитных бурь и представление об индексах активности требуют
предварительного представления о магнитосфере Земли и общих
характеристиках физических явлений, протекающих в магнитосфере и в ее
пограничной зоне. Поэтому логичность рассказа о магнитном поле Земли сейчас
сознательно нарушается, чтобы были более понятными объяснения
природы магнитных бурь и понятия индекса геомагнитной активности.
8*
115

Характер взаимодействия магнитного поля Земли с потоками
частиц является исключительно сложным и во многом еще не изученным.
Распределение заряженных частиц в магнитосфере и характер их
движения уже рассмотрены выше, в разделе, посвященном корпускулярной
радиации. В данном случае дается лишь общее представление о самом,
магнитном поле и характере его взаимодействия с корпускулярными
потоками Солнца. При этом в описании допускается известная
непоследовательность, обусловленная тем, что изложение современных
представлений о характере магнитных бурь требует понимания общего строения
магнитосферы.
Солнечный
ветер
Фронт ударной волны
Силовые линии межпланетного
магнитного поля
Пппнща магнитосферы
^магнитопауза)
тловые линии
Шлейф

магнитосферы
Нейтральная
— поверхность
Шлейф
магнитосферы
„
Нейтральные точки'
Турбулентная
перехо&ная область
Рис. 1.5.6. Схема магнитосферы, обтекаемой солнечным ветром. Расстояния указаны
в земных радиусах Яз .
Общая схема геомагнитного поля, обтекаемого солнечным ветром,
приводится на рис. 1.5.6. На схеме обозначены основные характерные
области магнитосферы. Для сравнения пунктиром показаны силовые
линии дипольного недеформированного поля, что позволяет наглядно
представить степень и характер деформации поля на дневной и ночной
стороне Земли. Силовые линии, начинающиеся на ночной стороне, на
геомагнитных широтах более 75° вытягиваются настолько далеко от Земли,
что оказываются незамкнутыми и образуют сжимаемый солнечным
ветром шлейф (или «хвост») магнитосферы, который простирается до
орбиты Луны и далее.
Приведенная схема магнитосферы основывается на результатах
измерения с помощью спутников распределения как магнитных полей, так.
и потоков заряженных частиц в различных областях околоземного
пространства.
Внешняя граница магнитосферы, называемая магвитопаузой,
отделяет область, в которой преобладает геомагнитное поле от переходной
области. Последняя отделяется от межпланетной плазмы фронтом
ударной волны. Приблизительные размеры магнитосферы могут быть
определены, исходя из известных характеристик солнечного ветра и
геомагнитного поля. Величина давления будет в этом случае:
р= (2mv) (nv) =2mnv2.
116

Из условия равновесия между плазмой и магнитным полем следует,
что эффективное давление магнитного поля равно его плотности
энергии (размерность дин ■ см~2=эрг • см~г=гс2): -,
р = В2/8л.
Имея в виду, что величина магнитной индукции В поля в
экваториальной плоскости
Вэ = В0-г-\
(где Во — величина индукции поля в экваториальной плоскости на
уровне земной поверхности, равная 0,31 гс и г — геоцентрическое
расстояние) и учитывая, что поле диполя непосредственно возле гр'аницы будет
примерно удваиваться, получим
p = (2BsYj8n = B2l2nr6.
Приравнивая давление магнитного поля и давление в потоке частиц
плазмы, получим
2тпю2 = ВЦ2пг\
откуда расстояние до границы магнитосферы
гь = [ВЦАптпю^.
Полагая, что поток плазмы состоит исключительно из частиц
ионизированного водорода, имеющих типичные скорости порядка
400 км-сек~1 и плотность 10 см~г, получим значение гъ, равное 9,8^3-
Зная расположение границы магнитосферы, можно рассчитать
величины токов, которые должны иметь место в области магнитопаузы
для того, чтобы поле вне ее было равно нулю. Эти токи создают внутри
магнитосферы поле, изменяющее исходное поле. Это деформированное
поле наиболее удобно может быть выражено путем разложения по
сферическим функциям. Оказывается, что для достаточно хорошего
соответствия можно ограничиться всего двумя коэффициентами. При
расположении границы на солнечной стороне на 1Ш?3 ТРИ компоненты поля,
включая дипольные члены, будут равны (в гаммах):
Вг=—62 000 (cos б/г3)+ 25 cos б - 2,1 г sin 26 cos cp;
BQ = — 31 000 (sin б/г3) - 25 sin б - 2,1 г cos 26 cos ?;
B9 = 2,l г cos б-sincp,
где г, 8, ф — обычные сферические координаты (г измеряется в
радиусах Земли—R3 , а ф отсчитывается от полуночного меридиана). В
прямоугольных координатах выражение поля диполя оказывается
сложным, а поле, обусловленное внешними пограничными токами, имеет вид
B*=2,lz;
Я2=25 + 2,1х,
где ось х направлена на Солнце, z — в сторону полярной звезды, причем
та и другая величина измеряются по-прежнему в R3 .
При гъф 107?з коэффициенты 25 и 2,1 должны быть соответственно
заменены величинами 25 000-г~3 и 21 000 -г-4(гамм).
Расчет деформированного поля, равно как и экспериментальные
измерения, показывает, что линии поля диполя оказываются сжатыми как
на дневной, так и на ночной стороне земного шара. Следует, однако,
117

учитывать, что силовые линии ночной стороны, исчисляющиеся на
широтах более 75° и образующие шлейф магнитосферы, наоборот, растянуты.
На дневной стороне поле деформировано сильнее, нежели на ночной.
Существование ударной волны, расположенной за пределами
магнитосферы, было предположено вскоре после открытия магнитопаузы.
Это предположение было известной аналогией существованию ударной
волны, возникающей при сверхзвуковом обтекании тела потоком газа.
Следует [60], правда, учитывать, что эта аналогия носит скорее
формальный характер, поскольку в межпланетной плазме, где средняя длина
свободного пробега частиц составляет около 1 астрономической единицы
(расстояние от Земли до Солнца), ударная волна не может быть
обусловлена столкновениями частиц воздуха. Аналогия обтеканию потоком
жидкости связана в данном случае с самими магнитными полями.
Эксперименты подтверждают существование такой ударной волны,
обнаруживая за пределами магнитосферы (на расстояниях порядка 20i?3 )
второе изменение характера магнитного поля. Величина поля
становится за пределами ударной волны равной примерно 5у, а направление--
сравнительно постоянным, что характерно для межпланетного
пространства. Резко уменьшается и изменчивость поля со временем. Все это
характерно для ударной волны: за пределами волны невозмущенный поток
является спокойным и устойчивым, а позади ее — он возмущенный и
турбулентный. Измерения с помощью плазменных зондов показывают
далее, что за пределом волны наблюдается поток радиально
распространяющихся от Солнца частиц с узким энергетическим спектром (энергии
всех частиц практически одинаковы), в то время как позади волны
энергетический спектр становится много более широким, а направления их
движения — различными.
Специфической частью магнитосферы является ее шлейф или
«хвост», простирающийся на очень большие удаления от Земли.
Имеющиеся экспериментальные данные не позволяют проследить полную
протяженность шлейфа магнитосферы, но во всяком случае измерения,
выполненные на борту искусственного спутника Луны — «Луна-10»,
показывают, что на удалениях, равных расстоянию до орбиты Луны,
шлейф земной магнитосферы обнаруживается достаточно четко.
Экспериментальные данные (американский спутник IMP)
обнаруживают две особенности строения шлейфа магнитосферы. Первая из
них состоит в том, что в области, расположенной в плоскости
полуночного меридиана на удалениях более 8—10R3 , характер поля в направлении
к Солнцу аналогичен характеру поля обратной направленности.
Компонента поля, перпендикулярная линии Солнце—Земля, по порядку
величины равна параллельной компоненте или немного меньше ее.
Компонента поля, перпендикулярная плоскости эклиптики, оказывалась, как
правило, близкой нулю. Северная и южная часть поля, по-видимому,
приблизительно симметричны (изменяясь, однако, с сезоном). Величина
поля вплоть до расстояний более 30R3 оставалась более 15—20 гамм,
в то время как дипольное поле должно было бы в этих областях иметь
величину 1—3 гамм.
Второй особенностью полученных в этом эксперименте результатов
является обнаружение в области шлейфа «нейтрального слоя»,
разделяющего области, в которых поле направлено от Солнца, от областей
с обратной направленностью магнитных силовых линий. Нейтральный
слой очень тонок — изменение знака поля происходит на отрезке орбиты
порядка 600 км или ^0,li?3 •
Теоретическое рассмотрение вопроса приводит к заключению о
существовании поперек полярных шапок электрического поля,
обусловленного проходящими над полярными шапками силовыми линиями.
Напряжение этого поля при вероятных величинах параметров, от которых оно
118

может зависеть, оценивается равным 30 кв. Поскольку линии поля
практически эквипотенциальны, то это напряжение должно иметь
направления с запада на восток поперек нейтральной плоскости геомагнитного
шлейфа. Это поле может довести скорости частицы до энергий порядка
10 кэв, что вызывает предположение о том, что именно оно может быть
источником частиц полярных сияний, хотя и имеется неясность
относительно того, каким образом эти частицы достигают тех областей, где
имеют место полярные сияния. Следует отметить, что эта модель не
является ни окончательной, ни единственной.
МАГНИТНЫЕ БУРИ
Так называют интенсивные и резкие глобальные вариации
магнитного поля Земли. Обычной особенностью этих бурь является их резкое,
«внезапное начало», что используется в качестве характеристики этого
класса возмущений (иногда это используется в виде обозначения SC
или s.s.c). «Основная фаза» магнитной бури характеризуется сильным
уменьшением горизонтальной компоненты поля Н, следующим за
«начальной фазой» — некоторым увеличением Н по сравнению со
спокойной величиной поля. Длительность начальной фазы — несколько часов,
главная фаза достигает своего экстремального значения также в течение
нескольких часов, вслед за этим начинается постепенное, более
длительное восстановление нормального уровня величины поля. Это так
называемая «фаза восстановления», которая длится обычно несколько дней.
В зоне полярных сияний бури характеризуются весьма большими и
часто очень быстрыми изменениями. Эти изменения являются столь
большими и неупорядоченными, что обнаружить упорядоченную,
типичную схему бури оказывается очень затруднительным. Амплитуда
вариаций в области зоны полярных сияний и полярной шапки больше
амплитуды вариаций в 3—5 раз и достигает временами тысячи у.
В экваториальной области вариации магнитного поля,
обусловленного магнитными бурями, имеют более сложный, по сравнению с
умеренными широтами, характер, что, очевидно, обусловлено влиянием
экваториального электротока.
Зависимость магнитных возмущений от солнечной активности уже
давно заставляла предполагать, что причиной этих возмущений
являются потоки плазмы, излучаемой Солнцем. Космические исследования
позволили обнаружить эти потоки непосредственно. Есть основания
полагать, что вызывающие магнитные бури потоки генерируются хромосфер-
ными вспышками. Сами потоки частиц различных энергий
рассматривались выше, в соответствующем разделе, в данном случае они
рассматриваются лишь в той мере, в какой это необходимо для понимания
природы магнитных бурь.
Помимо большей правдоподобности с точки зрения возможного
физического механизма влияния основным доводом в пользу того, что
источником возмущений являются именно потоки плазмы, а не
электромагнитные излучения, является известный экспериментальный факт
запаздывания геомагнитных бурь по отношению к наблюдаемым
солнечным вспышкам на один-два дня. Это запаздывание позволяет
определить и скорость движения этих потоков в пространстве, которая
оказывается равной 1—2 тыс. км в секунду. (Общая последовательность
событий, возникающих в результате хромосферных вспышек, приводится на
рис. 1.5.7.) Для некоторых магнитных бурь наблюдается тенденция
к 27-дневной, периодичности, что также не может не быть доводом в
пользу генерирования потоков плазмы активными областями Солнца.
Магнитные бури, в свою очередь, оказывают сильное и очень
сложное влияние на характеристики верхней атмосферы и ионосферы.
119

Внезапное начало. Когда потоки плазмы, движущиеся со скоростями,
существенно большими скорости стационарного солнечного ветра,
достигают границы магнитосферы Земли, то условия равновесия на границе
естественно нарушаются и имеет место быстрое сжатие как магнитного
поля, так и плазмы. В глубь магнитосферы это сжатие распространяется
как геомагнитное возмущение, которое, достигая Земли, наблюдается
как внезапное возрастание величины магнитного поля, называемое
внезапным началом.
| г юо Геомагнитные
5 ^
Главная
50 возмущения
•»——\—i 1111if
h -50 Корпускулярное излу-
*--юо ^ение солнца
Класс и рас- 7 R Зили J+
положениена н^асп- ^on. засп. jan. gQcm. ила
солнечн. диске /V ,... .. . центр,
Фаза восстановления
Щагнитная дур А
5эв. прот. ' Мэв. прот
^ Радиоэффекты
Всплеск радиощмов
~^ (ТипШ)
^ Космические лучи
I F 1 ii^T"! — I I I I i 111 I
Вспышка
ренте. >Ss>__ Другие эффекты
излуч. (^ Nv^^^
Типичная
последовательность по времени
| 1 1 Mil
« > i >
Усилениеs солнечного
ветра
Мягкая радиация
-± L ' I ' ' ' I V
ФорОуш.евскаи
у спад _
■ Цолярные санная
ГТ1! . ..и—\-
■ I ■ ">|
О 10 30 5 10 5 10 15
Минуты Часы Дни
Время после видимой вспьшки
Рис. 1.5.7. Последовательность солнечных и земных явлений, связанных со
вспышкой. SC — внезапное начало
Существует известная аналогия между «вмороженными» в плазму
магнитными силовыми линиями и упругими нитями. Гидромагнитные
волны, называемые волнами Альфвена, распространяются вдоль
силовых линий подобно поперечным волнам, распространяющимся вдоль
упругой нити. Скорость распространения волны Альфвена
где В —магнитная индукция и дп —плотность плазмы. Как
рассмотрение самих Альфвеновских волн, так и отдельных элементов их
подтверждает, что в процессе магнитных бурь имеют место именно такого рода
явления.
Начальная фаза. Возросшая величина горизонтальной компоненты
напряженности геомагнитного поля Я сохраняется в течение нескольких
часов до тех пор, пока не начнется уменьшение ее во время основной
фазы. Временами наблюдаются дополнительные возрастания, которые,
однако, бывают не столь резкими, как внезапное начало. Причиной
возрастания Я на начальной фазе бури является то, что в течение
сравнительно

но небольшого времени после контакта фронта потока плазмы с
обращенной к Солнцу стороной магнитосферы последняя оказывается
полностью погруженной в поток плазмы и равновесные условия
оказываются иными, чем это было в условиях стационарного ветра. Условия эти
изменяются лишь тогда, когда облако плазмы полностью проходит и
таким образом длительность начальной фазы соответствует длине облака
плазмы.
Основная фаза. Анализ магнитограмм, зарегистрированных во
время бури, показывает, что планетарное уменьшение Н во время основной
фазы может быть обусловлено полем, генерированным окружающим
землю кольцеобразным током, направленным на Запад. Исторически
эта идея была высказана уже давно, но на уровне знаний своего времени
она не могла быть четко доказана. В настоящее время существование
такого тока увязывается с наличием пояса захваченных частиц.
Заряженная частица вращается в однородном магнитном поле с
радиусом mvc/qB и циклотронной частотой qB/mc, где q, m, v — заряд,
масса и скорость движения частицы соответственно, В — магнитная
индукция и с — скорость света. Когда поле неоднородно, радиус и частота
изменяются вдоль винтообразной траектории и движение будет
сложным. Это движение уже рассмотрено выше, в данном случае необходимо
остановиться снова лишь на некоторых аспектах этого вопроса.
Частица, движущаяся вокруг силовой линии, представляет собой
как бы токовую рамку, имеющую дипольный момент, который сохраняет
свою величину постоянной и называется первым инвариантом частицы.
Магнитный момент \х определяется величиной v ± компоненты
скорости частицы, перпендикулярной к магнитной силовой линии
P~= — mv\lB,
где остальные обозначения прежние. Таким образом, для того чтобы
в области более сильного магнитного поля (при больших значениях В)
магнитный момент оставался прежним, необходимо, чтобы скорость
движения возрастала. В то же время при отсутствии внешнего ускорения
частицы величина полной скорости должна оставаться постоянной. В
момент, когда v ± = v, дальнейшее ускорение прекращается и частица
возвращается в область более слабого поля. Частица как бы отражается от
магнитного «зеркала», а точка, в которой прекращается движение вдоль
силовой линии, называется точкой отражения или зеркальной точкой.
Применительно к геомагнитному полю таких точек для каждой частицы
будет две, и частица совершает колебания между ними. Кроме того,
в движении захваченной частицы наблюдается дрейфовое движение,
обусловленное уменьшением дипольного поля с увеличением удаления
от Земли и кривизной магнитной силовой линии. Направление дрейфа —
восточное для электронов и западное — для положительно заряженных
частиц. В результате этого движения наблюдается суммарный ток,
направленный на запад. Имеется и другая компонента, обусловленная
неоднородностью распределений частиц. Именно этими двумя
компонентами и обусловлено существование токового кольца. Однако оказывается,
что частицы больших энергий не могут вызвать существенного
уменьшения магнитного поля. Измерения потока захваченных протонов с
энергиями 0,1—4,5 Мэв показывают, что поток может на уровне земной
поверхности в магнитно-спокойные дни вызвать уменьшение поля на
9 гамм, и максимальное уменьшение на удалениях от Земли в 3,67?3 в
экваториальной плоскости, равное 23 гаммам.
Хотя сейчас еще и не обнаружены прямыми измерениями потоки
частиц, вызывающие токовые кольца, которые приводят к возникновению
магнитных бурь, но имеющиеся результаты говорят о том, что во время
121

магнитных бурь чрезвычайно резко изменяется содержание захваченных
частиц определенного диапазона энергий. Частицы, создающие ток,
являются, по-видимому, в основном протонами, а также электронами
с энергией в несколько десятков кэв. Расположено токовое кольцо на
расстоянии 2—4 R3 . Возможно, что имеется и вторичное, еще более
удаленное от Земли токовое кольцо. Медленный характер распада кольца,
образующего бурю, объясняется, по-видимому, зарядо-обменными
реакциями между протонами кольца и нейтральной водородной компонентой
магнитосферы.
Точное расположение токового кольца экспериментально еще не
установлено и не выяснен механизм создания потока частиц,
генерирующих токовое кольцо: возможно, что они инжектируются в глубь
магнитосферы каким-то неизвестным механизмом, возможно, что имеет место
какой-то опять же неизвестный механизм ускорения малоэнергичных
частиц до энергий, допускающих возникновение токового кольца.
Вариации, вызываемые бурями в высоких широтах. Магнитные
вариации, наблюдаемые в высоких широтах, несмотря на их кажущуюся
сложность, имеют вполне определенные характеристики. В общем они
имеют формы, подобные возмущениям, также наблюдаемым в высоких
широтах, но не связанным с магнитными бурями планетарного
масштаба.
При описаниях вариаций, связанных с планетарными бурями,
пользуются двумя способами анализа. Для каждой эпохи бури и для
определенной геомагнитной широты производится осреднение вариаций по
кругу широт, затем определяется разность между этой осредненной
величиной и наблюдаемой вариацией. Принято первую обозначать DS и
последнюю Dst. Эти величины относятся к определенным эпохам и
широтам, для которых они собственно и получены. Dst симметрично
относительно геомагнитной оси и является функцией лишь времени бури,
измеряемого от начала бури (St — storm time). DS является уже не
только функцией времени бури, но и местного времени, что вообще
свойственно вариациям, наблюдаемым в высоких геомагнитных широтах.
В средних и низких геомагнитных широтах обусловленные бурями
вариации имеют осевую симметрию и, следовательно, принадлежат к
типу вариации Dst. Вместе с тем следует отметить, что это утверждение
не является абсолютно строгим. Детальные наблюдения показывают, что
известная долготная асимметрия имеет место, что DS^O. Это
объясняется асимметрией вариаций, вызванных сжатием магнитосферы потоком
солнечной плазмы, и асимметрией магнитного поля, обусловленного
токовым кольцом, но в основном эти эффекты свойственны только зонам
полярных сияний.
При спокойных магнитных условиях внезапное начало планетарной
бури регистрируется в высоких широтах, обозначая момент удара потока
плазмы о магнитосферу. Временами этот удар бывает столь сильным, что
многие силовые магнитные линии в высоких широтах не просто
смещаются, а начинают как бы вибрировать, как будто попадая в резонансные
условия. Возрастание величины поля в момент начальной фазы и
последующее уменьшение его по амплитуде оказываются в общем меньше
вариации DS и поэтому в высоких широтах их оказывается более
затруднительно идентифицировать на магнитограммах, чем в средних широтах.
Наблюдаемые в полярных широтах вариации DS не одинаковы, а
разделяются на две разновидности. Одна имеет характерное время поряд-
ка> нескольких часов или более, большую амплитуду и охватывает
большие области. Другая представляет собою очень быстрые и часто очень
сильные флуктуации, которые носят локальный характер.
Особенностью полярных DS является возникновение в зоне
полярных сияний интенсивного западного электротока. Этот ток возникает
122

после геомагнитной полуночи. Перед полуночью образуется более
слабый восточный электроток. Цепь таких токов замыкается через полярную
шапку и частично через обширные области, лежащие в более низких
широтах, чем область полярных сияний. Это напоминает картину
полярных возмущений, рассмотренную ранее, что приводит к выводу, что
механизм этих явлений существенно не различается.
ИНДЕКСЫ ГЕОМАГНИТНОЙ АКТИВНОСТИ
Корреляция между средней интенсивностью магнитных возмущений
и количеством солнечных пятен была отмечена еще более 100 лет тому
назад. Последующее более детальное изучение этого вопроса показало,
что если возмущения осредняются для отрезков времени порядка суток,
то эта корреляция является довольно слабой. Но в то же время
установлено, что имеется очень тесная зависимость между магнитными
характеристиками (и другими, связанными с ними явлениями), наблюдаемыми
как на Земле, так и в ее окрестностях, с одной стороны, и солнечной
активности в ее различных проявлениях, с другой стороны.
Для построения корреляций между магнитной активностью и
другими явлениями как геофизическими, так и гелиофизическими и были
предложены широко используемые ныне индексы геомагнитной активности.
Наиболее старыми индексами являются: С — приблизительная
численная оценка суточной магнитной активности на данной обсерватории и
U — оценка изменения средней величины горизонтальной компоненты от
дня ко дню. В течение последних двух десятилетий более
употребительным стал другой индекс активности — называемый индексом К, когда
он употребляется применительно к некоторой отдельной обсерватории,
и Кр — для выбранной группы обсерваторий. Последний индекс очень
широко используется и в космических исследованиях как для
характеристики гелио-геофизических связей, так и для построения корреляции.
В связи с важностью этой широко используемой характеристики
следует подробнее остановиться на ее определении. Каждая обсерватория
для каждого из восьми трехчасовых интервалов в сутки определяет
индекс К, изменяющийся в квазилогарифмическом масштабе от 0 до 9,
который определяется для данной обсерватории и стандартизован по
отношению к другим обсерваториям. Величины, измеренные в этом
масштабе, определяют, по существу, величину магнитной компоненты,
обнаруживающую наибольшие вариации во время 3-часовых
интервалов после исключения Sq и L вариаций, микробухтообразных эффектов
солнечных вспышек и долгопериодических эффектов восстановления,
наблюдаемых после магнитных бурь. Планетарный 3-часовой индекс Кр
получается в результате осреднения /(-индексов двенадцати
обсерваторий, специально выбранных международным комитетом, которые
расположены в диапазоне 47,7—62,5 градусов геомагнитной широты и
распределены по долготе таким образом, чтобы уменьшить суточный
эффект. Средняя широта этих обсерваторий составляет 56р. Таким
образом, физический смысл индекса Кр определяется основными причинами
магнитных возмущений, наблюдаемых на этой широте. Оказывается, что
большинство таких возмущений связано с бухтообразными
возмущениями зоны полярных сияний. На приведенной выше схеме ионосферных
токов (см. рис. 1.5.2) причина этих возмущений может быть
проиллюстрирована низкоширотными обратными токами, замыкающими
электротоки полярных сияний. Таким образом, Кр в определенном смысле
можно рассматривать как индекс магнитной активности, наблюдаемой
в зоне полярных сияний. Этот индекс исключительно чувствителен к
магнитным бурям, что обусловлено комбинацией вариаций Dst,
увеличенной интенсивностью электротоков полярных сияний и тенденций зоны
123

полярных сияний смещаться во время бурь в сторону более низких
широт.
В случаях, когда оказывается необходимым линейный масштаб,
используется другой индекс, называемый «ар», который измеряется в
диапазоне от 0 до 4001 единиц, равных 2 гаммам.
Индекс ар* и индекс Ар (введены Бартельсом) называются
производными индексами, поскольку они определяются
по /(-индексам, а не непосредственно по
первичным данным. Для перевода индексов Кр в ар-
индексы можно воспользоваться табл. 1.5.1 и
квазилогарифмическим соотношением между Кр
и ар (рис. 1.5.8).
Физический смысл индекса ар оказывается
весьма простым: изменение наиболее
возмущенного магнитного элемента АВ за трехчасовой
интервал равно приблизительно 2 ар для средне-
широтных станций. Индекс Ар является средним
значением ар-индекса для суток. Следует иметь
в виду, что поскольку Л/7-индекс берется как
среднее из значений линейного индекса а/?, то
не следует усреднять /Ср-индекс по восьми
трехчасовым интервалам, а затем переводить его
в Ар, используя приведенные выше таблицу и
график. Результат может получиться
ошибочным.
Oo 1o Zo3o to So 6о 7о 8оЗо
Кр
Рис. 1.5.8. Связь ар-
и Кр-индексов
Таблица 1.5.1
Таблица перевода индексов Кр в ^-индексы [72]
Кр
ар
Кр
ар
Кр
ар
0о
0
3+
18
6+
94
0+
2
4—
22
7—
111
1—
3
40
27
70
132
1о
4
4+
32
7+
154
1 +
5
5—
39
8—
179
2—
6
50
48
8о
207
20
7
5+
56
8+
236
2+
9
6—
67
9—
300
3—
12
бо
80
90
400
30
15
БЫСТРЫЕ ВАРИАЦИИ
Помимо рассмотренных выше вариаций, наблюдаются и другие,
имеющие более короткие периоды и малые амплитуды, но вместе с тем
характеризующиеся определенными особенностями, как, например,
регулярностью появления или, наоборот, спорадичностью. Резкие
изменения носят название «внезапных импульсов», а более длительные
вариации длительностью от 10 мин до 0,1 сек группируются в категорию
возмущений, называемых «геомагнитными микропульсациями».
• Внезапные импульсы зачастую появляются одновременно в
планетарном масштабе и представляют особый интерес с той точки зрения,
что они отражают реакцию магнитосферы на внезапные изменения
обтекающей ее солнечной плазмы.' Амплитуда микропульсаций с периодами
порядка нескольких минут в зоне полярных сияний может достигать
величины порядка нескольких сот гамм. В то же время амплитуды
микропульсаций, имеющих период порядка одной секунды, оказываются много
* Иногда в научной литературе дается иное написание этого индекса.
124

Рис.
волна,
Iff 15 20 ZS JO JS ¥0
Воемя\манЛ
Низкочастотная
1.5.9,
зарегистрированная в
сияний
гидромагнитная
зоне полярных
меньшими — порядка одной сотой или даже одной тысячной гаммы. Это
заставляет предполагать различие в физических причинах, их
порождающих.
Внезапные импульсы. Магнитограммы, зарегистрированные в
низких широтах, обнаруживают, что временами величина Я испытывает
резкие изменения, амплитуда которых достигает нескольких гамм.
Наблюдаются эти изменения в планетарном масштабе. После такого
возрастания величина Я возвращается к своему исходному положению в
течение отрезка времени порядка одного часа с последующим
уменьшением величины, которое однако не бывает столь резким, как возрастание.,
Следует отметить, что внезапные импульсы бывают не столь резкими и
не столь большими по амплитуде, как это имеет место при бурях со
внезапным началом, но в остальном они довольно сходны по своим
характеристикам. Изменения в девиации D и вертикальной компоненте Z,
наблюдаемые в низких
широтах, оказываются по
величине гораздо меньшими
изменений Я. Внезапные
изменения Я могут быть
интерпретированы как
результат внезапного сжатия
магнитосферы за счет резкого
изменения давления
солнечного ветра.
В области магнитного
экватора, где амплитуда Sq
сильно возрастает за счет
влияния экваториального
электротока, амплитуда
внезапных изменений Я
возрастает до величины амплитуды внезапного начала бури. В полярных"
районах небольшие возмущения наблюдаются обычно одновременно
с внезапными возрастаниями в низких широтах; это является
свидетельством того, что внезапные изменения давления солнечного ветра
сказываются, хотя и в сравнительно слабой степени, на появление полярных
возмущений.
Справедливость интерпретации природы внезапных изменений
подтверждается тем, что путем прямых измерений они обнаружены не
только на поверхности Земли, но и в «глубинах» магнитосферы.
Гидромагнитные волны большой амплитуды. В зоне полярных
сияний часто наблюдаются регулярные волны, имеющие большую
амплитуду от нескольких гамм до нескольких сотен гамм и период от одной до
нескольких минут. Магнитный вектор этих волн лежит примерно в
плоскости, перпендикулярной магнитному полю, и в предполуденные часы
имеет левую поляризацию —вращается в направлении, обратном
вращению часовой стрелки, если смотреть в северном полушарии сверху
вниз, и в противоположном направлении— после полудня, причем в
первом случае амплитуды его бывают больше. Эти поляризационные
характеристики те же самые, что и характеристики внезапного начала
бурь. Пример регистрации такого рода волны приведен на рис. 1.5.9.
Используя комбинацию кривых D и Н, можно построить схему
поляризации волны, подтверждающую приведенное выше правило (волна
зарегистрирована в предполуденные часы). Характерной особенностью
такого рода волн является то, что они одновременно наблюдаются в
магнитно-сопряженных точках зон полярных сияний — в областях северного
и южного полушарий, лежащих на концах одной и той же силовой
линии. Это позволяет сделать вывод, что эти волны представляют собою
125

гидромагнитные волны, генерированные в магнитосфере на удалении
нескольких i?3°T земной поверхности, и распространяются вдоль
магнитной силовой линии к зоне полярных сияний.
С теоретической точки зрения возможны два способа
распространения волн в плазме с однородным магнитным полем, с частотами ниже
циклотронной частоты и в направлении, параллельном магнитному
полю. В обоих случаях магнитное и электрическое возмущение
перпендикулярно к направлению поля и имеет правую или левую круговую
поляризацию. Упоминавшиеся выше волны Альфвена имеют также круговую
левую поляризацию и распространяются только вдоль магнитных
силовых линий. Это так называемый медленный вид волны. Другой вид волн
называют быстрым в связи с тем, что фазовая скорость этого вида волн
больше фазовой скорости альфвеновских волн. Следует отметить,
однако, что величины этих скоростей зависят от того, в какой точке
пространства они наблюдаются; во многих областях магнитосферы разница
между фазовыми скоростями оказывается небольшой. В отличие от волн
Альфвена быстрые волны распространяются во всех направлениях,
бывая как продольными или волнами сжатия, так и поперечными. К
первому виду принадлежат волны, связанные с внезапным началом бурь.
Гидромагнитные волны с круговой поляризацией, рассматривавшиеся
в данном разделе, это поперечные гидромагнитные волны. Волны с
левой поляризацией распространяются точно так же, как и альфвеновские,
только вдоль линий поля, в то время как волны с правой поляризацией
являются исключительно быстрыми и распространяются не только по
магнитным волноводам. Именно это обстоятельство, очевидно, и
объясняет то, что эти волны имеют меньшую амплитуду, рассеиваясь быстрее
в пространстве.
Регулярные микропульсации. Непрерывные микропульсации,
продолжающиеся в течение нескольких часов и более, определяются как
РС-пульсации.
Часто эта группа имеет более мелкие подразделения по периоду,
но эта классификация не является общепринятой. Обычно к РС-микро-
пульсациям относятся те, которые имеют период от нескольких до 40 сек.
Появление этих пульсаций зависит от времени суток и имеет максимум
вблизи полудня. Их период изменяется от дня ко дню и даже в течение
одного дня. Эти пульсации, по-видимому, представляют собою малые
гидромагнитные возмущения, возникающие в дневной магнитосфере, но
вместе с тем не исключается и возможность их возникновения в
ионосфере.
Существуют регулярные и непрерывные микропульсации с большим
периодом — от 60 до 150 сек. Их характеристики подобны
характеристикам описанных выше пульсаций. Относительно их происхождения
существует неопределенность — являются ли они особым явлением или же
такое выделение будет искусственным.
Нерегулярные микропульсации. Цепь микропульсаций, состоящая
из серий затухающих колебаний длительностью от нескольких минут до
одного часа каждая, часто определяется как тип р^-микропульсаций.
Период таких микропульсаций — примерно от 40 до 100 сек.
Появление р^-микропульсаций тесно связано с полярными возмущениями.
Они часто наблюдаются во время начала бухтообразных магнитных
возмущений. Амплитуда их бывает наибольшей в зоне полярных сияний и
уменьшается с уменьшением широты. Как это следует из их связи с
полярными возмущениями, эти микропульсации являются по существу
ночным явлением. На дневной стороне они регистрируются только в
результате их способности распространяться на большие расстояния. Причины
возникновения р^-микропульсаций неизвестны, предполагается, что это—
126

малые гидромагнитные возмущения, генерируемые в ночной
магнитосфере, возможно, в шлейфе магнитосферы.
В высоких широтах нерегулярные микропульсации наблюдаются во
время полярных возмущений. Их периоды изменяются от нескольких до
20 сек. Эти микропульсации имеют тесную связь с полярными сияниями,
поглощением космических радиошумов, тормозным рентгеновским
излучением и магнитными возмущениями. Эта связь и, в частности, связь
между резкими всплесками тормозного рентгеновского излучения и
появлением всплесков микропульсаций говорит о том, что они
непосредственно связаны с вторжением в атмосферу высокоэнергичных
электронов. Они могут интерпретироваться как гидромагнитные волны, резко
усиливающиеся за счет нестабильности плазмы, вызываемой в
магнитосфере узкими потоками электронов высоких энергий.
Гидромагнитные эмиссии. Если регулярные синусоидальные
колебания с периодом 0,2—5 сек зарегистрированы на магнитную ленту и
затем развернуты на сонаграмму (фоторегистрация, где энергия волны
выражается степенью потемнения эмульсии, а частота и время
измеряются вертикальной и горизонтальной координатами соответственно), то
оказывается, что эти колебания имеют тонкую структуру, что
показывает наличие нескольких наложенных друг на друга эмиссий.
Большинство из них наблюдается в магнито-спокойные дни и обнаруживает
возрастания частоты. Во время магнитных возмущений элементы тонкой
структуры могут не обнаруживать регулярной периодичности. Следует
отметить, что частоты могут не только расходиться в виде довольно
широкой полосы, но и сужаться до одной или нескольких полос почти
монохроматических колебаний. В этом случае форма волн, регистрируемых
в обычной форме «амплитуда — время», оказывается очень простой —
это регулярные синусоидальные колебания с периодически меняющейся
амплитудой. Последнее обстоятельство является причиной того, что эти
волны часто называют жемчугообразными микропульсациями —
магнитограмма напоминает как бы цепь жемчужин, нанизанных на нить.
Регистрация этих микропульсаций, выполненных в магнитно-сопряженных
точках, показывает, что серии эмиссий, наблюдаемых в одном
полушарии, смещены по времени относительно серий, наблюдаемых в
противоположном полушарии примерно на половину периода, половину
интервала времени, соответствующего повторным эмиссиям. Это означает, что
явление, ответственное за появление этих эмиссий, носит колебательный
характер, смещаясь из одного полушария в другое вдоль магнитных
силовых линий. Предполагается, что эмиссии вызваны пучками
высокоэнергичных потоков радиационного пояса. Когда скорость протонов V
превосходит локальную скорость VA альфвеновской волны, то за счет
возникающей в плазме неустойчивости резко возрастают волны, имею-
[цие частоту (VA/V)a)i (где о)г- — ионная циклотронная частота). Гидро-
магнитные импульсы, генерированные такой неустойчивостью,
пульсируют вдоль силовой линии туда и обратно и за счет неустойчивости
возрастает энергия каждой отраженной волны, причем энергия,
необходимая для этого усиления, поступает в конечном счете от потока протонов,
энергия которых на удалениях около 4R3 должна составлять 200—
500 кэв. Именно этому механизму описываемое явление и обязано своим
названием «эмиссии».
Поглощение гидромагнитных волн в ионосфере. Диссипация
энергии гидромагнитных волн может происходить за счет столкновения
между частицами атмосферы и передачи им энергии. Но на больших
удалениях, где атмосфера очень разрежена, столкновения редки и энергия
гидромагнитных волн по существу не диссипирует. Но когда волна,
распространяясь, достигает ионосферы, частота столкновений между
заряженными и нейтральными частицами атмосферы становится сначала со-
127

измеримой с частотой волны и затем в нижних областях ионосферы
превосходит ее. В этих условиях имеет место поглощение гидромагнитной
волны, преобразование ее в тепловую энергию частиц атмосферы.
Ионосфера, таким образом, непрозрачна для гидромагнитных волн, имеющих
частоту более 1 гц.
Предполагается, что гидромагнитные волны, возникшие в
пограничной области между солнечной плазмой и магнитосферой,
распространяясь в ионосферу, являются существенным источником разогрева ее.
В частности, предполагалось, что суточные вариации температуры и
плотности верхней атмосферы обусловлены, таким образом, не только
разогревом ее коротковолновым электромагнитным излучением, но и
гидромагнитными волнами, передающими энергию от солнечного ветра.
Правда, для этого необходимо почти непрерывное наличие
гидромагнитных волн большой амплитуды. Наблюдения, выполненные с помощью
спутников, не обнаружили их. Более того, оказывается, что наличие
максимума в распределении альфвеновской скорости VA по высоте образует
своеобразный барьер для распространения волн соответствующих
параметров— такие волны должны отражаться подобно тому, как
отражаются ионосферой радиоволны определенной частоты. Поэтому
приведенное выше предположение в настоящее время рассматривается как
неправдоподобное.
Все это справедливо применительно к атмосфере в целом. Но во
время магнитных возмущений возможен разогрев гидромагнитными
волнами полярной атмосферы, и это явление подтверждается спутниковыми
исследованиями плотности верхней атмосферы, обнаруживая ее
возрастание (а, следовательно, и разогрев) во время магнитных возмущений.
Однако, и в этом случае считается, что этот разогрев в гораздо большей
мере обусловлен джоулевым разогревом за счет ионосферных токов,
нежели гидромагнитными волнами.
1.6. ВЕРХНЯЯ АТМОСФЕРА ЗЕМЛИ
[101], [45], [60], [531 [61], [49], [72]
ОБЩИЕ ЗАМЕЧАНИЯ
Исследование верхней атмосферы — это, пожалуй, одно из самых
первых и самых важных научных применений ракет и спутников.
Возможности широко использовавшихся в тридцатых и последующих годах
радиозондовых методов были ограничены. Косвенные методы
исследования верхней атмосферы — наблюдение за распространением
акустических волн от сверхмощных взрывов, наблюдение метеоров и т. п. —
позволяли получить определенные данные и о слоях атмосферы,
недоступных для изучения с помощью радиозондов. Но полученные при,
зтом результаты носили, как правило, качественный характер, не
позволяли получить непрерывное распределение исследуемого параметра по
высоте, не были бесспорны и т. д.
Применение ракетных методов изучения атмосферы, начатое в
конце сороковых — начале пятидесятых годов позволило получить
результаты, качественно подтверждающие данные, полученные косвенными
методами. Вначале использовались обычные, классические методы
измерения параметров атмосферы — манометрические и термометрические.
Затем широкое использование (в США) получили так называемый гра-
натно-акустический метод и метод падающих сфер, снабженных
акселерометрами. Широко использовался метод образования облаков
щелочных металлов, которые позволяли определять не только ветер, но также
давление и температуру. Ветер изучался путем выброса металлизован-
ных радиолокационных мишеней и путем прослеживания спускаемых на
128

парашютах полезных нагрузок. Для изучения состава атмосферы
широко использовались масс-спектрометры различных видов.
В ходе ракетных запусков обрабатывалась и аппаратура для
осуществления последующих, спутниковых этапов исследований. Правда,
сразу же следует отметить, что наиболее широкое распространение
получили не измерения тех или иных параметров с помощью размещенной
на борту спутников аппаратуры, а наблюдение за эволюцией орбиты
спутников, что позволяло с помощью простых аэродинамических формул
определить силу торможения, а это, в свою очередь, делало возможным
вычисление плотности атмосферы. Распределение температуры по
высоте вычислялось по данным о плотности и составе верхней атмосферы.
Для орбит с эксцентриситетом 0,02<е<0,2 высота однородной
атмосферы для плотности HQ (иначе называется «масштаб высоты» или
«шкала высот») определяется по изменению высоты перигея, а при
эксцентриситете е<0,О2 — непосредственно по изменению периода
обращения. При больших эксцентриситетах орбит благодаря быстрому
убыванию плотности с высотой и максимальной величине скорости движения
спутника в области перигея оказывается возможным считать, что все
торможение имеет место именно в области перигея и измеренные
величины плотности относятся к перигею
/.- d In Г*
(1-е)/в
cQnyHQ =
2 v 7 r dn
3 /"2ш-п(1 — е)
с F
где С = — баллистический коэффициент;
т
F — площадь миделя спутника;
т — масса спутника;
^ — коэффициент баллистического сопротивления;
Г* —период обращения спутника вокруг Земли;
п — порядковый номер витка орбиты;
гп — расстояние от центра Земли до перигея.
Масштаб высоты HQ определяется
rr kT
mg
где Т — температура на рассматриваемой высоте (в данном случае на
высоте перигея);
m — средняя масса частиц газа;
k— постоянная Больцмана.
Отметим, что понятие «масштаб высоты» может
использоваться не только применительно к смеси газов, но и применительно к каждой
газовой компоненте, к ионам, электронам и т. д.
Как ракетный, так и спутниковый метод изучения атмосферы имеют
свои преимущества и свои недостатки, которые в известной мере и
определяют характер наших современных знаний о верхней атмосфере.
В связи с тем, что спутников в межпланетном пространстве много и
существуют они длительное время и что охватывают они своими орбитами
всю планету, использовать спутники целесообразно на больших высотах.
Но ниже примерно 150—180 км (в зависимости от фазы солнечной
активности) длительное существование спутников невозможно и поэтому
высоты ниже примерно 200 км исследуются в основном ракетными
методами. Ракеты позволяют получать непосредственно изменения
измеряемых параметров с высотой, зато изучение изменений этих параметров
со временем и над различными областями земной поверхности требует
применения очень большого количества ракет, что делает применение
ракетных методов для этих целей экономически невыгодным. В конеч-
9 2377
129

ном счете, не вдаваясь в детали относительных преимуществ и
недостатков обоих методов, следует сказать, что для исследований верхней
атмосферы важно использовать комбинацию этих двух методов.
Широкий размах ракетные и спутниковые методы получили сразу
же после начала МГГ (Международного геофизического года), в 1957—
1958 гг. Это было время максимума солнечной активности и поэтому
результаты, полученные при этом, оказались резко расходящимися с
данными косвенных исследований. Эти исследования наряду с исследовани-
Рис. 1.6.1. Общий характер строения атмосферы и протекающих в ней
явлений [111]
ями во время спада активности и во время минимума ее — когда
проводился Международный год Спокойного Солнца (МГСС) — позволила
получить данные о верхней атмосфере настолько детальные, что
оказывается возможным знать не только средние характеристики верхней
атмосферы, но и прогнозировать ее на любую фазу солнечной активности.
Рассмотрение характеристик верхней атмосферы вне зависимости от
рассмотрения коротковолнового и корпускулярного излучения Солнца,
вообще говоря, неправомерно, поскольку существующее состояние ее
является результатом воздействия этих излучений, состоянием, зависящим
от определенной интенсивности излучений, определенного положения
Земли, определенного геомагнитного индекса и т. п. Но в рамках
настоящей работы, где основной задачей является ознакомление читателя не
столько с причинной, сколько с качественной и, по возможности, с
количественной стороной явлений оказывается возможным изложение
вопроса без детального анализа механизмов явлений, которые, тем более,
даже к настоящему моменту изучены недостаточно детально.
Возможно

ность такого рассмотрения относится как к структурным параметрам
атмосферы (давлению, плотности, температуре и составу), так и к
ионосферным характеристикам, которые будут рассмотрены ниже.
Общее представление о проникновении различных излучений в глубь
атмосферы дает рис. 1.6.1. На ней же дается и общее представление
о строении атмосферы, о распределении по высоте основных параметров
атмосферы (данные относятся к максимуму солнечной активности).
Более детально проникновение коротковолнового излучения Солнца сквозь
атмосферу характеризуется рис. 1.1.9.
По результатам исследований структурных параметров верхней
атмосферы имеется огромное количество работ. При написании данного
раздела использовалась в основном изданная КОСПАРом
«Международная справочная атмосфера 1965 г.» (СИРА 1965) [101] как наиболее
поздний и наиболее полный и систематизированный материал.
Изложение сильно сокращено, в необходимых случаях привлекались
дополнительные источники.
СРЕДНИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ СТРАТОСФЕРЫ,
МЕЗОСФЕРЫ И ТЕРМОСФЕРЫ
Как это ни парадоксально, но наиболее сложными в смысле
исследований оказались высоты 30—150 км, поскольку в этом диапазоне
исследования могут проводиться лишь методом ракетного зондирования,
а это означает, что статистический материал, относящийся к этому
диапазону высот, недостаточен. Особые трудности связаны с диапазоном
80—120 км, поскольку здесь имеют место сложные взаимодействия
между атмосферой и коротковолновым излучением Солнца.
Средние для северного полушария величины температуры
атмосферы в слое до 80 км приведены на рис. 1.6.2. Здесь же приведены и
максимальные отклонения температуры от средней величины, а также
отклонения, имеющие различную вероятность появления. Соответствующие
кривые для плотности и давления приведены соответственно на рис. 1.6.3
и 1.6.4. Средние величины температуры и плотности атмосферы, а также
предельные отклонения от них для более широкого диапазона высот (от
30 до 300 км) приведены на рис. 1.6.5 и 1.6.6.
Важными характеристиками атмосферы являются состав атмосферы
и зависящий от изменений состава средний молекулярный вес, а также
масштаб высоты, или высота однородной атмосферы.
Соответствующие величины приводятся на графиках рис. 1.6.7, 1.6.8 и 1.6.9.
СТРОЕНИЕ ВЕРХНЕЙ СТРАТОСФЕРЫ И МЕЗОСФЕРЫ
И ВАРИАЦИИ ИХ ПАРАМЕТРОВ
Ниже предполагается дать некоторые, более детальные данные
о природе тех отклонений от средних значений, о которых упоминалось
выше, а также основные экспериментальные результаты о ветровом ре-\
жиме в диапазоне высот 30—80 км. И то и другое дает возможность
иметь более точные исходные данные для различных расчетов, где
требуется знание плотности атмосферы, температуры, ветра.
Создание схемы общей циркуляции атмосферы в этом диапазоне
высот стало возможным благодаря эпизодическим наблюдениям
движения серебристых облаков (в области мезопаузы), радиолокационным
наблюдениям движения метеорных следов (в диапазоне высот 80—
ПО км), но главное— благодаря широко развернувшимся в 50—60-х
годах ракетным исследованиям атмосферы. Это позволило провести
сопоставление экспериментально наблюдаемой циркуляции атмосферы
с циркуляцией, рассчитанной по наблюдаемому полю температуры.
Хорошее совпадение данных позволило уверенно вычислить те детальные
данные, которые приведены ниже.
9*
131

,0,975
,0,9S0
s'OJOO
Л, 800
ISO 200 250 300 r[°l(]
I 1—I 1 h 1 t 1-...J ♦—I 1 1 1 H—i 1 1- I I 1
-150 -100 SO 0 40 £[°C]
Рис. 1.6.2. Кривая среднегодичной (1963 г., минимум солнечной
активности) температуры и отклонения, соответствующие различной
вероятности [101]

10'
Средняя
плотность
20 ' W 60 80z[/fM\
Рис. 1.6.3. Кривые среднегодичной
плотности и предельных отклонений
(для сев. полушария, 1963 г.) [101]
Среднее
'давление
Предельные \
давления
20 ¥0 60 80
8ысота[км]
Рис. 1.6.4. Кривые средне-
годичного давления и
предельных отклонений (для
сев. полушария, 1963 г.)
[101]
W0200 т 600 800 1ооо то то woo mozouo г[°к]
Рис. 1.6.5. Распределение величины средней температуры по
высоте в диапазоне высот 30—300 км и предельные
отклонения от средней величины [101]
133

JOO
280
260
2W
_ 220
| 200
- 180,
| 160
% m
^ 120
100
80
60
40
JO
г
- \ \ \
\ \ \
\\\
\
-
-
L- 1 ,
w-н w'!J i
ю-п
10 ~w 10
-9
10
Плотность \г-см~Л
Ж
w
ю
-6
10'
Рис. 1.6 6, Распределение средней плотности по высоте в диапазоне
высот 30—300 к и и предельные отклонения от средней величины [101]
Суммарна^
О
10s Ю6 107 108 109 10
10'
10 й 10 й №Г¥ 10 ^
Концентрация \частиц • см Jj
Рис. 1.6.7. Распределение абсолютной концентрации частиц различных
компонентов атмосферы в диапазоне высот 80—300 км [101]

300 т
280\
260\
гщ
220\
200\
ш\
160\
1Щ
120\
100\
80\
60\ I
J 18 20 22 2h 26 28
Средний молекулярный вес
Рис. 1.6.8. Распределение среднего
молекулярного веса в диапазоне
высот 30—300 км [101]
S
I
1
*0>
300
280
260
ZW
220\
200\
180
160
МО
120
100
80
60
*0
30
1
Ю 20 30 W 50 60
Масштабная высота \км\
Рис. 1.6.9. Изменение масштаба
высоты атмосферы в диапазоне высот
30—300 км [101]

Вариации температуры. Типичные температурные профили и их
предельные вариации (см. рис. 1.6.2) обнаруживают, что наиболее
устойчивыми особенностями их является наличие максимума на 50—55 км и
минимума на 85—90 км. На этих кривых участки, где наблюдается
снижение температуры, относятся к тем областям атмосферы, где имеет
место интенсивное охлаждение (за счет длинноволнового излучения), а
участки, где наблюдается повышение температуры, относятся к областям, в
которых происходит нагрев атмосферы (за счет поглощения
коротковолновой радиации)., В области ниже 50 км — это нагрев, обусловленный
поглощением ультрафиолетового излучения в спектральном диапазоне
^ = 2100-^-3000 А озоном. Нагрев в области термосферы, на высотах
более 90 км, обусловлен поглощением радиации с длинами волн 1100—
1800 А молекулярным кислородом, что приводит к его диссоциации.
Теоретические расчеты, выполненные в предположении, что профиль
температуры стратосферы и мезосферы обусловлен лишь нагревом и
охлаждением, дают результаты, хорошо согласующиеся с экспериментально
наблюдаемыми.
В связи с тем, что нагревается атмосфера днем, а охлаждается
ночью, то естественно ожидать наличие суточных вариаций профиля
температуры. Такие вариации действительно наблюдаются. Сезонные
вариации, обусловленные радиационным балансом, также имеют место до,
высоты 60 км. Выше этого уровня, в особенности в высоких широтах,
наблюдается обратная картина — т. е. зимние температуры оказываются
выше летних, что свидетельствует о том, что в этих областях большое
значение имеют нерадиационные процессы. Ниже эти вопросы будут
рассматриваться более детально.
Путем использования ветровых данных и путем экспериментальных,
наблюдений установлено, что ниже 60 км температура возрастает по
направлению к летнему полюсу, что и следовало ожидать, исходя из
радиационного баланса. Зато выше этого уровня градиент меняется на
обратный, что ведет к упоминавшейся аномалии сезонных изменений
температуры. В качестве возможных причин этого явления могут быть указаны
адвективный перенос тепла вертикальными и меридиональными
потоками и освобождение химической энергии при рекомбинации атомов
кислорода.
Турбулентное перемешивание и ветры. Атмосфера сильно
перемешивается вплоть до высот порядка 100—ПО км, где начинается
диффузионно-гравитационное разделение некоторых газов. В области
турбулентного перемешивания сохраняется постоянство молекулярного веса
воздуха [14], [103] и лишь в области 90 км, где начинается диссоциация
молекулярного кислорода, молекулярный вес цачинает снижаться. Эти
изменения молекулярного веса и состава были приведены на рис. 1.6. 8 и
1.6.7 соответственно и в данном случае просто отмечаются как
особенности строения рассматриваемой области атмосферы. Турбулентность,
возрастает, когда градиенты скорости и температуры превышают
некоторую величину. В стационарной атмосфере неустойчивость возрастает,
когда вертикальный отрицательный градиент температуры оказывается
больше адиабатического (10° км'1). Это означает, прежде всего, что в
верхней стратосфере, где наблюдается положительный градиент,
атмосфера весьма устойчива, турбулентное перемешивание слабое. В мезо-
сфере средний градиент всего 3° км~1, поэтому адиабатического
градиента в этой области не бывает, несмотря на существование в очень
ограниченных интервалах высот и более высоких, чем 3° км~х градиентов.
Природа турбулентности носит здесь динамический характер я
обусловлена наличием вертикальных градиентов скорости ветра.
Величина этих градиентов — так называемых сдвигов ветра — увеличивается
с высотой между 30 и 100 км и затем, выше 100 км, —уменьшается.
136

Система ветров в рассматриваемой области атмосферы является
очень сложной. Она, естественно, изменяется с широтой, с временем
года и с высотой. Средняя для Земли направленная вдоль параллелей —
так называемая «зональная» — компонента скорости ветра имеет во
время солнцестояния величины, приведенные на рис. 1. 6. 10.
Рассмотрение широтного распределения радиационного баланса
показывает, что в высоких широтах на высотах более 60 км температура
должна за счет радиационного выхолаживания зимой снижаться более
Лето Широта \град^\ Зама
Рис. 1.6.10. Распределение величины средней зональной компоненты ветра по
высоте во время солнцестояния. Скорости указаны в м- сек-1 [101]
чем на 10° в сутки, а летом должна повышаться менее чем на 5° в сутки.
Уже одно это обстоятельство заставляет предполагать наличие
меридиональной циркуляции, которая переносила бы тепло. Излучение
меридионального потока требует большого количества запусков. Кроме того,
имеющиеся данные говорят о том, что по своей величине
меридиональные компоненты ветра существенно меньше зональных (рис. 1.6. 11), что
создает дополнительные трудности их изучения.
Суточные и сезонные вариации атмосферных параметров.
Наибольшие суточные вариации существуют, очевидно, в районе стратопаузы.
Так, в полярных районах на высоте 50 км довольно четко регистрируется
суточный ход температуры, составляющий от 5 до 10° (дневные выше).
Однако в определении суточного хода температуры на этих высотах
существуют свои сложности. Во-первых, количество и программы ракетных
запусков не дают оснований для уверенного определения суточного хода
температур, во-вторых, этот ход сильно маскируется другими
вариациями. В связи с этим суточные вариации не включаются в приведенный
ниже материал.
Более регулярно, чем ракетные исследования, проводятся
наблюдения за метеорными следами, которые обнаруживают в диапазоне высот
85—100 км суточные вариации плотности, составляющие примерно 20%,
хотя в то же время и не обнаружено никаких указаний на вариации
температур в этой области. Это объясняется тем, что плотность и давление,
137

будучи по отношению к температурной структуре интегральными
параметрами, отражают вариации структуры атмосферы с большей
чувствительностью, нежели температура.
Результаты исследований атмосферы совершенно отчетливо
указывают на существование сезонных вариаций давления, плотности и
температуры как в высоких, так и в средних широтах. Особенно наглядно это
видно на примере вариаций давления и плотности, которые вплоть до
высот 90 км (по крайней мере) летом оказываются более высокими, чем
зимой. Амплитуда этих вариаций возрастает с высотой, начиная с 30 км,
Ш Ш
19622
Ш Ш
W63a
Рис. 1.6.11. Соотношение между зональной (сплошная кривая) и меридиональной
(пунктирная кривая) компонентами ветра в 10-километровом слое (на высотах
45—55 км) над Уайт-Сэндсом [101]
и достигает максимальных значений на высоте 70±5 км, составляя 25%
в высоких широтах и 15% —в средних. Уменьшение амплитуды
вариаций на больших высотах связано с обратным ходом температурных
возмущений, которые на высотах более 60 км зимой оказываются более
высокими, чем летом.
Зональные ветры на высотах 30—80 км. Основной особенностью
схемы ветров в рассматриваемом диапазоне высот является преобладание
зональных ветров, дующих в направлении параллелей. Меридиональная
компонента сравнительно невелика и менее устойчива (см. рис. 1.6. 11).
Это дает возможность ограничиться рассмотрением одной только схемы
зональных ветров как наиболее существенной со всех точек зрения.
Одним из основных допущений, принятых при построении модели
ветров, является динамическая симметрия северного и южного
полушарий. Возможно, что и на самом деле существуют некоторые различия, но
они во всяком случае не могут быть столь заметными как в тропосфере,
где динамический режим определяется в значительной мере
распределением суши и океана и течениями, которые распределены не симметрично.
_^ Второе допущение — это допущение о существовании долготной
симметрии циркуляции. Это допущение может оказаться не вполне
корректным для полярных районов, но экспериментальные данные во вс?яком
случае не обнаруживают существенных расхождений, обусловленных
этим допущением.
138

В модели не учитываются 26-месячные и полугодичные компоненты
вариаций ветра, существование которых предполагается некоторыми
авторами.
Построение схемы зональных ветров было сильно затруднено
вследствие недостаточности имеющихся данных и сложностью этой схемы.
Имеющиеся результаты обнаруживают сильную изменчивость ветров с
широтой, сезоном и высотой. Осредненные значения скорости зонального
ветра в зависимости от этих параметров приводятся на рис. 1. 6. 12.
Четко выраженной особенностью системы зональных ветров
является уменьшение западных ветров в северном полушарии в
январе—феврале (обнаруживается на высотах 30—50 км) и постепенное исчезновение
их на 70 км. Это уменьшение западной компоненты сопровождается
увеличением суточных вариаций меридионального потока. Обнаруживаются
на ветровой схеме и явления внезапного разогрева стратосферы —
особенно в полярных районах.
Сезонный характер изменений зонального ветра особенно четко
виден на рис. 1.6. 12. Зимой ветры — преимущественно западные (правая
часть рисунка). В средних широтах на высоте 65 км они достигают
скоростей более 80 м - сек~1. К февралю (приводимые на рисунках данные
относятся к первому числу месяца) положительные ветры оказываются
локализованными на больших высотах, и зональный поток ня высотах
менее 65 км ослабевает. В полярных районах на высотах менее 50 км
появляются области довольно существенных восточных ветров. В это
время поток возмущен даже в низких широтах. К марту зональный поток
снова возрастает, но не достигает январских величин. На больших
высотах в полярном районе появляется область восточного потока,
усиливающаяся в апреле и постепенно распространяющаяся в более низкие
широты. Эти изменения продолжаются и в последующие месяцы до тех пор,
пока циркуляция атмосферы не приобретает, наконец, типичный летний
характер. Восточный поток в июне (левая часть рис. 1.6. 12) охватывает
уже все северное полушарие, но скорости восточных ветров оказываются
все же существенно меньше скоростей западных ветров.
Во время солнцестояния (на схеме, соответствующей 1 июля)
восточный поток простирается уже над всем полушарием и захватывает даже
низкие широты другого полушария в виде субтропического потока,
характерного для малых высот. Этот поток в дальнейшем продолжает
увеличиваться. В августе поток в средних широтах ослабевает и к сентябрю
становится соизмеримым с субтропическим потоком с максимальными
скоростями 20 и 30 м • сек~х в обоих областях. На 1 октября над всем
северным полушарием уже устанавливаются западные ветры, исключая
остаточный субтропический восточный поток, сохраняющийся еще на
высотах 30—40 км, который затем исчезает в результате интенсификации
зимней схемы стратосферной циркуляции.
В заключение следует отметить расхождения, которые имеют место
между построенной моделью и отдельными результатами измерений.
Эти результаты распределены в очень узкой полосе отклонений для
высоты 30 км. С увеличением высоты спектр рассеивания измеренных
величин становится более широким, что объясняется большей
изменчивостью ветров на этих высотах. В частности, на этих высотах начинает
сказываться суточное изменение скорости ветра (суточное вращение
вектора скорости). Для всех высот характер распределения измеренных
величин симметричный. Рассеивание возрастает в зимние месяцы, в
особенности, во время уменьшения зонального потока в январе—феврале,
что также, очевидно, связано с увеличением неустойчивости потока в
это время.
Суточные вариации скорости ветра изучены значительно меньше,
чем остальные виды вариаций. В качестве примера изучения суточных
139

90° \ъ 1 марта о
90° z 1сент. g) Широта
1 марта 90е'с
1 сентября 90е'ю
30
Рис. 1.6.12. Вариации зональной компоненты ветра (м • сек~]) [101].
НО

90°ю 1 ноября О
90° о, 1мая д\ Широта
1 ноября 90° z
1мая 90° го
30
' 90°ъ 1дек. О
90° с 1ишя е) Широта
Положительным принимается западный ветер
1дек.80°Ъ
1 июня 30° ы
3Q
141

вариаций можно привести ракетные эксперименты, выполненные в
феврале и ноябре 1964 г. в Уайт-Сэндсе [124]. В этих экспериментах ветры
измерялись в течение суток с интервалом через два часа. Метод
измерений— радиолокационное прослеживание металлизированного парашюта.
В выполненных сериях измерений обнаружена тенденция к
непериодическим изменениям скорости ветра, связанным с общим развитием
синоптических процессов в стратосфере. С целью выявления гармонических
колебаний скорости ветра данные были подвергнуты гармоническому
анализу. В результате этого была получена эмпирическая зависимость
vB = vcv-\- Аг sinn&t -f A2cosmot,
где vв — скорость ветра;
vcp — непериодическая компонента ветра;
arctgA1jA2 — фазовый угол периодической компоненты;
YА\ + .Д2~"амплитУда периодической компоненты;
п — номер гармоники;
oj —часовой угол;
t — время.
Оказалось, что в целом периодическая компонента делает за сутки
полный оборот в направлении часовой стрелки. При этом наблюдается
тенденция к возрастанию амплитуды суточных вариаций с высотой.
Наиболее четко выражена именно суточная гармоника, амплитуда
полусуточной — значительно меньше. Помимо общего возрастания амплитуды
с высотой, обнаружены и некоторые другие особенности зависимости
амплитуды суточных колебаний от высоты. Так, на высотах 37 и 45 км
обнаруживаются четкие максимумы, а на высотах 40 и 52 км — минимум
зависимости амплитуды от высоты. Таким образом, оказалось, что общая
структура поля ветра имеет сложный, слоистый характер. В результате
сопоставления полученных данных с данными, имеющимися для других
атмосферных уровней, оказывается, что в тропосфере солнечные
полусуточные вариации ветра выражены лучше, чем суточные, в верхней
стратосфере преобладают суточные вариации, а на высотах метеорных
следов (верхняя мезосфера) полусуточная компонента вновь возрастает и
становится сопоставимой по своей величине с суточной.
Температура атмосферы в диапазоне высот 30—80 км [101]. При
построении модели широтных и сезонных вариаций температуры была
использована модель ветров в стратосфере и мезосфере. Используя
уравнение термического ветра
д ( и \= z J) /_1_\
dz \ Т J 2a)sincp ду [ Т ) '
где z — вертикальная координата;
и — зональная компонента скорости ветра;
g — ускорение земного тяготения;
со — угловая скорость вращения Земли;
Ф — широта (положительное направление на север);
у — меридиональное направление (положительное — на север), ока-
дТ
зывается возможным получить — и затем, интегрируя, — зави-
dv
симость (Т—Г0) от широты (Г0 — температура на некоторой
начальной широте ф0).
Таким образом были получены меридиональные сечения поля
температур стратосферы и мезосферы, которые приводятся на рис. 1.6. 13.
142

Во время солнцестояния (зима—лето) температуры возрастают от
зимнего полюса к летнему в стратосфере (30—45 км) —над всем
земным шаром и в нижней мезосфере (45—60 км) —над большей частью
его. В области высот 70—80 км наблюдается уже обратная картина и
температура здесь уменьшается от зимнего полюса к летнему, где
имеется абсолютный минимум температуры. Над зимним полюсом верхняя
мезосфера относительно теплая и температурный минимум смещается з
область меньших высот, достигая, возможно, 60 км. В феврале
начинается разогрев холодной полярной (зимней) стратосферы и одновременное
охлаждение теплой верхней мезосферы в районе зимнего полюса. Этот
процесс продолжается в течение последующих шести месяцев. В то же
время в области летнего полюса имеет место синхронный разогрев
холодной верхней мезосферы и охлаждение теплой полярной
стратосферы.
Эти полярные вариации распространяются постепенно в область
средних широт, где они налагаются на полугодовые вариации,
преобладающие в области очень низких широт. Максимум этих полугодовых
вариаций приходится на всех высотах на апрель—май и октябрь—ноябрь,
а минимум — на январь—февраль и июль—август. Во время
равноденствия температуры на полюсах и их распределение по широте практически
одинаковые, если не учитывать асимметрии, обусловленной наличием
полугодовых вариаций в области низких широт.
Исследование вопроса, насколько частыми являются резкие зимние
разогревы стратосферы и мезосферы в области выше 58° с. ш., имеющие
среднюю величину 18° G и максимальную 30° С и наблюдающиеся на всех
высотах до 60 км и, возможно, выше, является одним из наиболее
важных. В феврале разогревы наблюдались в трех случаях, из семи, в
марте— в одном из трех и в апреле не обнаружены. Предполагается, что
в январе частота та же, что и в феврале (данных нет), в декабре
повышение температуры наблюдалось в одном случае из шести.
Для проверки строгости модели было выполнено детальное
сопоставление ее с результатами экспериментов. Так, например, гранатные
эксперименты по определению температуры дают стандартные
отклонения порядка 7—10!° С в диапазоне 30—80 км.
Распределение отклонений симметричное и практически не
изменяется с высотой. Сопоставление модели с сериями экспериментов,
выполненными в той или иной точке, показывает, как правило,
систематическое расхождение, что, видимо, позволит учитывать их в виде
поправок.
В стандартной атмосфере (CIRA 1965 г.) приводятся таблицы
широтных и высотных распределений температуры и их сезонных
изменений.
Давление и плотность атмосферы в диапазоне 30—80 км. Величины
давления и плотности вычислялись по температурным данным, причем
величины давления на начальном уровне 30 км брались из
экспериментальных данных. При этом использовались зависимости
р = р0ехр
-^MgdzjRT
Q = pMIRT,
где М было принято постоянной величиной, равной 28,964 и R=
= 8,3143 - 107 эрг - г"1 • моль'1 °Кг1.
143

30°\ъ 1 марта
30° z 1сент.
6)
О
Широта
1 мссрта 90°z
1 сент. 90° ьо
Рис. 1.6.13. Меридиональные разрезы температурного полл,
характеризующие сезонные и широтные вариации его (для
30—80 км) [101]
144

30 °Н) /апреля
90° с 1 октября
О
Широта
90° ю /лл?*
30° с 1 ноября
д)
О
Широта
1апреля 90° с
1 октя$ря90°\ъ
1 мая 30° с
1 ноября 90°\ъ
\чо
90°'ю /#/#//.#
#7° с /декабря
е)
О
Широта
t июня 90° Z
1 декабря 90° ъ

Зависимость ускорения земного тяготения g(cp, z) учитывалось с
помощью выражения
g = gv- (3,085462-10-4 + 2,27.10-7 cos 2<p)z +
-f (7,254-10~n 4-1,0-10-13cos2cp)z2^-^/;~2,
где z —■ высота над уровнем моря в м;
gv — величина g на уровне моря, заданная выражением:
g-cp = 978,0356 (1 + 0,0052885 sin2 cp - 0,0000059 sin2 2?) см - сект2.
Сопоставление данных модели по давлению с соответствующими?
экспериментальными данными показывает, что данные, полученные
путем гранатных экспериментов, в среднем ниже модельных на несколько-
процентов.
Данные, полученные с помощью зондирования, выполняемого на
метеорологической ракетной сети США, хорошо совпадают с модельными:
данными.
Данные манометрических измерений выше 50 км обнаруживают
систематическое, возрастающее с высотой, отклонение в сторону
завышения, причем зачастую это расхождение достигает 50%, показывая тем
самым несовместимость гранатных и манометрических данных. Следует
однако учитывать, что одно это обстоятельство еще не означает
дискредитации манометрических данных, поскольку в основу построения
модели были положены именно гранатные данные.
Вместе с тем последующее рассмотрение показывает хорошее
согласие с данными по плотности, полученными с помощью метода падающих,
сфер и эта взаимная проверка различных экспериментальных методов,
заставляет более осторожно относиться к результатам
манометрических измерений, нежели к результатам, полученным с помощью других
методов. Тем самым подтверждается и надежность модельных данных.
Сопоставление модельных данных с различными
экспериментальными методами, использованными в различных местах, показывает, что^
для широты 30°: а) данные гранатного зондирования, данные
метеорологической ракетной; сети, метода падающих сфер и других методов в
пределах стандартных отклонений совпадают с модельными величинами;
б) на высоте 30 км измерения дают по отношению к модели величины на
2% меньше и к 60 км это расхождение (с тем же знаком) возрастает да
8%. Для 60° измерения, выполненные различными методами, дают лишь
частично совпадающие результаты: в диапазоне высот 30—50 км данные
ракетной сети выше, а данные, полученные с помощью падающих сфер,,
ниже гранатных, тогда как на высотах между 55—70 км результаты
сходятся. По отношению к модели измерения на этой широте (на 30 км)
дают на 2% меньшие величины, причем к 60 км это расхождение
увеличивается до 10%.
СТРОЕНИЕ АТМОСФЕРЫ И ВАРИАЦИИ ЕЕ ПАРАМЕТРОВ
НА ВЫСОТАХ 120—800 км
Область высот выше 200 км является сейчас сравнительно хорошо
изученной благодаря исследованию эволюции орбит многочисленных,
спутников. Изучены не только средние характеристики атмосферы, но и
различные вариации ее, исключая тонкую структуру атмосферы, причем
под зтим определением в данном случае понимаются временные
вариации температуры и плотности длительностью менее двух-трех часов и
соответствующие им локальные изменения этих параметров. За
полупериод солнечной активности от максимума в 1957—1958 гг. до минимума
146

в 1963—1964 гг., когда проводились исследования верхней атмосферы
(результаты которых здесь излагаются), удалось установить наличие
следующих вариаций плотности верхней атмосферы:
1) суточные вариации, имеющие максимум плотности в 14 час
местного времени и минимум в 4 час;
2) вариации со средним периодом в 27 дней (период обращения
Солнца вокруг своей оси), коррелирующие с радиоизлучением Солнца
в дециметровом диапазоне (обычно 10,7 см);
3) полугодовые вариации с четко выраженным минимумом в июне—
июле и менее четким минимумом в декабре—январе;
4) длительные вариации, совпадающие с 11-летними изменениями
солнечной активности, которые коррелируют с дециметровым
радиоизлучением, осредненным за период в несколько месяцев (за несколько
оборотов Солнца);
5) вариации, коррелирующие с геомагнитной активностью, которая,
в свою очередь, обусловлена взаимодействием магнитосферы Земли с
солнечным ветром.
Изменения плотности верхней атмосферы обусловлены, в конечном
счете, разогревом атмосферы излучением Солнца как электромагнитным,
так и корпускулярным и теплопроводностью атмосферы. Все
современные теоретические рассмотрения проблем верхней атмосферы исходят из
предпосылки, что в термосфере и нижней экзосфере для основных
газовых компонентов справедливо предположение о диффузионном
равновесии. Масс-спектрометрические ракетные измерения показывают, что
диффузионно-гравитационное разделение газов начинается на высоте
порядка 105—120 км, т. е. непосредственно над мезопаузой. При
проведении экспериментов с выбросом светящихся облаков оказалось, что тур-
бопауза также расположена на высоте 105 км.
При построении модели были приняты следующие исходные
предпосылки:
1) необходимость построения временных вариаций с интервалом
времени, равным двум часам локального времени, в отличие от предыдущей
модели, когда приводились данные только для 14 и 4 час местного
времени;
2) дать величины, соответствующие десяти различным уровням
солнечной активности;
3) основой модели должны явиться экспериментальные данные,
полученные многими авторами;
4) необходимо было получить согласие между данными для высот,
менее 130 км и данными, полученными/' по торможению * спутников']
(>200 км), и согласие между данными о'составе атмосферы,
полученными различными авторами, и данными о торможении;
5) граничные условия были приняты на высоте 120 км неизменными
как в течение суток, так и в течение солнечного цикла, поскольку
некоторые ракетные измерения, проводившиеся в течение достаточно
длительного времени как будто бы указывали на неизменность температуры на
этой высоте на всех фазах солнечного цикла (впоследствии оказалось, что
это допущение не вполне справедливо).
Основной особенностью термосферы является быстрый рост
температуры в нижней ее части от 100 до 200 км и выравнивание ее к
изотермическому распределению в верхней части на высотах более 300 км и в
экзосфере. Это обусловлено комбинированным влиянием разогрева
атмосферы излучением Солнца и теплопередачей. Быстрое уменьшение
времени теплопередаче с высотой, которое обусловлено в основном
увеличением длины свободного пробега молекул атмосферы, плотность
которой убывает экспоненциально, и обусловленные вращением Земли вариа-
10*
147

ции потока тепла являются причиной временных вариаций в термосфере.
Время теплопередачи определяется выражением
Т Kt
где cv — удельная теплоемкость при постоянном объеме;
Kt — теплопроводность;
L—характерный размер, сравнимый с масштабом высоты
(высотой однородной атмосферы).
В верхней термосфере время теплопередачи настолько мало, что
выравнивание температуры с высотой достигается в любой момент,
несмотря на то, что вариации температуры могут достигать нескольких сот
градусов Кельвина. В то же время на высоте 120 км время
теплопередачи оказывается более суток. Поэтому здесь сохраняются резкие
градиенты температуры, которые существенно не изменяются в течение суток.
В связи с высоким положительным градиентом температуры в
термосфере отсутствует конвективная теплопередача. В то же время следует
учитывать перенос тепла вверх, обусловленный движением воздуха
вверх, когда в утренние часы появляется «дневное вздутие» атмосферы,
которое спадает после 14 час местного времени. Это дневное вздутие
атмосферы вызывает и большие горизонтальные градиенты давления,
которые приводят к появлению крупно-масштабных горизонтальных
движений. Но поскольку горизонтальные характерные размеры оказываются
на два—три порядка величины больше вертикальных характерных
размеров, то эти горизонтальные движения атмосферы не могут существенным
образом повлиять на суточное поведение термосферы.
Теоретический расчет температурных вариаций привел к
результатам, расходящимся с экспериментально наблюдаемыми. Так получилось,
что максимум температуры имеет место не в 14, а в 17 час местного
времени. Для устранения этого расхождения в уравнение энергетического
баланса были включены члены, физический смысл которых еще не
получил достаточного объяснения, но которые получили название «вторичных
источников тепла».
Вариации структурных параметров атмосферы для высот 120—
800 км, как уже отмечалось, хорошо коррелируют с радиоизлучением
Солнца в дециметровом диапазоне. В качестве индекса,
характеризующего солнечную активность, и входного параметра при построении
эмпирических формул для вычисления структурных параметров верхней
атмосферы было выбрано радиоизлучение на волне 10,7 см. Основанием для
этого выбора был тот факт, что это излучение регистрировалось
непрерывно, начиная с 1947 г. Для рассмотрения длительных вариации брался
приведенный в табл. 1.6. 1 осредненный за 5 месяцев поток
радиоизлучения F.
При выявлении связанных с циклом солнечной активности долгопе-
риодических вариаций плотности атмосферы из общих изменений были
исключены 27-дневные вариации и вариации, связанные с геомагнитной
активностью. Для этого были использованы эмпирические соотношения,
выражающие зависимость плотности от потока радиоизлучения F на
10,7 см и от индекса геомагнитной активности Ар. Что касается
полугодичных колебаний, то в качестве.начала отсчета их было решено
использовать среднюю величину за период сентябрь—ноябрь.
В стандартной атмосфере, таким образом, даются значения
атмосферных параметров для десяти различных уровней солнечной
активности с интервалами по времени 2 часа и интервалами по высоте 10 км в
диапазоне от 120 до 300 км и 20 км — в диапазоне от 300 до 800 км.
Здесь эти таблицы не предполагается приводить из-за их большого
объема. Для задач данной книги оказывается возможным ограничиться
148

графическими зависимостями для температуры, плотности, давления,
масштаба высоты (высоты однородной атмосферы), для плотности,
среднего молекулярного веса (характеризующего состав) и содержания
основных компонентов атмосферы.
Таблица 1.6.1
Дата
1953
1954
1955
1956
1957
1958
1959
1960
1961
1962
| 1963

Январь
78,2
69,6
77,0
145,2
221,2
249,2
229,2
175,4
122,4
95,2
80,0

Февраль
77,9
69,2
78,1
152,7
211,8
247,2
229,8
172,2
114,0
96,6
79,0
Март
75,5
68,9
79,8
158,8
203,6
234,6
225,6
169,0
106,6
97,6
80,4

Апрель
73,7
68,8
80,9
161,8
208,4
229,0
214,8
161,4
104,6
97,2
81,4
Май
73,3
68,6
82,1
161,2
215,0
231,8
214,2
160,4
106,8
93,2
80,8
Июнь
74,3
68,3
85.3
168,0
216,0
229,2
215,4
166,0
107,2
88,6
81,4
Июль
73,0
68,5
88,8
174,8
229,2
228,6
212,2
165,4
108,6
87,2
82,6

Август
72,8
69,5
94,5
182,2
243,8
230,0
202,4
161,0
108,0
85,0
81,8

Сентябрь
72,3
70,4
102,5
200,8
244,6
227,4
195,6
158,0
103,8
83,6
81,4

Октябрь
72,2
71,7
111,5
218,0
257,4
229,4
190,8
152,4
99,2
83,6
81,6

Ноябрь
70,7
74,3
121,1
224,8
266,6
236,2
184,0
141,6
96,6
83,8
80,2

Декабрь
69,6
76,6
135,4
221,8
255,4
228,8
179,0
129,8
94,4
81,8
78,4
На рис. 1.6.14 даются три серии кривых, относящихся к низкой,
средней и высокой активности. Каждая серия состоит из четырех кривых,
дающих значения температуры на 4, 10, 14 и 20 час местного времени в
рассматриваемом диапазоне высот.
Совершенно аналогично, в виде трех серий кривых, каждая из
которых относится к 4, 10, 14 и 20 час, на рис. 1.6. 15 приведены значения
логарифма плотности атмосферы для трех уровней активности Солнца.
Суточный ход температуры в зависимости от местного времени
приводится для трех различных уровней активности на рис. 1.6. 16.
Логарифм плотности атмосферы, приведенный на рис. 1.6.17,
дается также в зависимости от местного времени, но для трех различных
уровней активности на высотах 300, 400, 500, 600, 700 и 800 км.
Следующая схема (рис. 1.6.18) дает изменение среднего
молекулярного веса верхней атмосферы в зависимости от высоты для трех
уровней солнечной активности и для различного времени суток.
На рис. 1.6.19 приводятся масштабы высоты в зависимости от
высоты для низкой, средней и высокой активности Солнца для 4, 10, 14,
20 час местного времени.
Следующие две схемы рис. 1. 6. 20 дают представление об изменении
численной концентрации Atf, 02, N2, О, Не и Н с высотой для различных
уровней солнечной активности, причем схема «а» дает распределение
атмосферных компонентов, на 4 час, а схема «б» на 14 час местного
времени. Если приведенные распределения всех компонентов мысленно
экстраполировать в область больших высот, то оказывается, что должен
существовать мощный слой, где преобладающей составной частью будет
гелий. В этой связи следует отметить, что этот результат в настоящее
время не бесспорен и многие эксперименты не обнаруживают такого слоя с
преобладающим содержанием гелия.
Неуверенность в определении содержания гелия связана с
неопределенностью высоты диффузного разделения для этой компоненты. В
данном случае с целью получения высокого содержания гелия на высотах
выше 600 км пришлось в качестве турбопаузы для этого компонента
взять высоту около 100 км} что, очевидно, противоречит физической ве-
149

о
.к.
гооо
1800
1600
поо
1200
1000
800
600
¥00
200
Высокая активность
средняя активность
низкая активность
IX-
Ю
100 ZOO 300 ¥00 SOO 600 700 800\км]
Высота
Рис. 1.6.14. Распределение температуры по
высоте для трех уровней активности и
цля различного времени суток (4, 10, 14,
20 час местного времени)
Высокая активность
средняя активность \
низкая активность
SOO 600
Высота
Z200
800\км\
Рис. 1.6.15. Распределение плотности по
высоте для трех различных уровней
активности и для различного времени
суток (4, 10, 14 и 20 час местного времени)
О
j » ■ « « '
Ч- 8 12 16 20 2¥
Местное время [vac]
Высокая
активность
Средняя .
Низкая
активность
Рис. 1.6.16. Суточный ход температуры на высотах
300 и 600 км. для трех уровней солнечной активности
150

средняя активность
низкая активность
43
-/*
-15
Высокая активность
Or
ы
-16
-17
-18
, 1=300 ^-
^500
^^V%
¥%<$
о ч> 8 12 16 го г*
Местное вре/ия [час]
о *+ в п 16 го гь
Местное время \час\
Рис. 1.6.17. Зависимость плотности от местного времени для трех
различных уровней активности на высотах 300, 400, 500, 600, 700 и 800 км [101]
200 4-00 600 800
200 Ш 600 800
200 Ш 600 800 км
Высота
Рис. 1.6.18. Изменение среднего молекулярного веса в
зависимости от высоты для трех уровней солнечной активности [101]:
а — низкого; б — среднего; в — высокого и для различного времени суток
(4, 10, 14 и 20 час местного времени)
151

роятности Высокое содержание гелия на высотах более 600 км
диктуется в свою очередь, необходимостью объяснения наблюдаемого на этой
высоте характера кривых плотности, что в условиях изотермии в экзо-
ccbepe не может быть объяснено никаким другим образом, как
переходом от слоя с преобладанием атомарного кислорода к слою с
преобладанием гелия. Таким образом, этот вывод зависит от
справедливости экспериментального определения кривой изменения плотности с
высотой и от справедливости
предположения об изотермическом ха-
2S0
Низкая
активность
Высокая
активность
рактере экзосферы.
Ошибки, имеющие место при
определении температуры на
высоте 120 км, оцениваются равными
±25%. Вместе с тем существует
предположение, что на этой высоте
имеют место систематические
вариации плотности и температуры,,
связанные с изменением уровня
солнечной активности с И-летним
циклом. Предполагается, что эти
вариации могут превосходить 25%.
для температуры, а плотность и
парциальные содержания отдельных
компонентов могут изменяться
вдвое. Ниже предполагается
остановиться на вопросах этих
расхождений несколько детальнее.
Существует известная
неуверенность в определении высоты
диффузионно-гравитационного разделения
газов (турбопаузы). При расчетах
предполагалось, что перемешивание
преобладает до некоторого уровня,
выше которого существует
диффузионное равновесие. В данном
случае за этот уровень принята
высота 115 км.
Кроме того, существует
известная неуверенность и в определении
содержания атомарного водорода,
которая вытекает главным образом
из отсутствия данных прямых экспериментальных измерений. Полное
содержание и распределение водорода в гетеросфере определяется
совместным действием двух механизмов: диссипацией водорода в
пространство и диффузия его с нижних уровней. Усилением диссипации во время
максимума активности объясняется и тот факт, что на 500 км
содержание атомарного водорода оказывается ниже, чем на других фазах
солнечной активности. В рассматривавшемся диапазоне высот
относительное содержание водорода пренебрежимо мало, преобладание его
начинается значительно выше.
Другие вариации параметров атмосферы. В предыдущем
рассмотрении не даны 27-суточные вариации и эффекты геомагнитных возмущений,
которые при построении модели были исключены. Вместе с тем, для
практических надобностей, очевидно, необходимо бывает знать и
действительные величины атмосферных параметров или, по крайней мере^
уметь оценить вероятные отклонения и предельно возможные значения
величин плотности и температуры.
200
ЬОО ООО
Высота
800\км\
Рис. 1.6.19. Масштаб высоты (высота
однородной атмосферы) для
плотности в зависимости от высоты для трех
уровней солнечной активности в 4, 10,
14 и 20 час местного времени [101]
152

27-суточные вариации могут быть определены, исходя из разности
между потоком солнечного радиоизлучения на 10,7 см F (табл. 1.6.2) в
приведенными выше значениями осредненного по 5-месячным
интервалам потока радиоизлучения (см. табл. 1. 6. 1).
.а,
100 Z00 300 ¥00 500 600 700 600[км\
d\ Высота
12 \
100 200 300 Ш 500 600 700 800\км]
d) высота
Рис. 1.6.20. Концентрация N2, 02, О, Аг, Не, Н в
зависимости от высоты для трех уровней активности:
— низкая активность;
— средняя активность:
- высокая активность [101]
• Поправки к значениям температуры и плотности, приведенным в
модели и в данном случае — на графиках, равно как и оценка
действительных значений плотности для периода времени после 1963 г. могут
быть получены по формулам
LT=l,9(F~-7) °K,
где F и F — берутся уже не из приведенных выше табл. 1. 6. 1 и 1. 6. 2, а
из текущих наблюдений.
152

Таблица 1.6.2
Дата
1953
1954
1955
1956
1957
1958
1959
I960
1961
1962
1963
1964

Январь
82,0
67,7
83,1
139,0
228,0
248,0
271,0
200,0
120,0
93,0
78,0
74,0

Февраль
72,2
68,6
81,3
166,0
185,0
210,0
206,0
169,0
105,0
101,0
79,0
76,0
Март
70,1
71,6
74,5
160,0
197,0
250,0
228,0
146,0
104,0
100,0
78,0
75,0

Апрель
80,9
68,6
77,2
166,0
200,0
246,0
210,0
167,0
105,0
96,0
79,0
73,0
Май
72,5
68,0
82,7
163,0
208,0
219,0
213,0
163,0
99,0
98,0
88,0
69,1
Июнь
73,0
67,3
88,8
154,0
252,0
220,0
217,0
162,0
110,0
91,0
83,0
69,0
Июль
69,8
67,7
87,3
163,0
218,0
224,0
203,0
164,0
116,0
81,0
76,0

Август
75,4
69,8
СО,6
194,0
202,0
237,0
234,0
174,0
106,0
77,0
81,0

Сентябрь
74,1
69,9
94,8
200,0
266,0
243,0
194,0
164,0
112,0
89,0
85,0

Октябрь
71,5
72,7
111,1
200,0
281,0,
226,0
164,0
141,0
96,0
87,0
84,0
1
Ноябрь
70,5
71,7
128,5
247,0
256,0
207,0
183,0
147,0
89,0
84,0
81,0
1
Декабрь
1
69,6
74,2
132,3
249,0
282,0
234,0
179,0
136,0
93,0
81,0
77,0
Поправка берется к ночному минимуму (4 час местного времени),
а сдвиг фаз (запаздывание) в температуре по отношению к
радиоизлучению лежит в пределах 0,5±0,3 и 2,1 суток (в качестве упрощенного
варианта определения действительного значения плотности рекомендуется
брать измеренный поток F за день, предшествующий тому, для которого
проводится определение температуры);
AlgQ = m(z, t)(\gF — \g F),
где m(z, t) —эмпирическая функция, значения которой приводятся ниже
в табл. 1. 6. 3.
Таблица 1.6.3
1 „
Местное время
(час)
0—8 1
8—12
12—20 ;
20—24
| Высота в км
200
0,3 1
0,3
0,3
0,3
300
400
т (*, t)
1,0
0,85
0,7
0,85
1,7
1,4
1,1
1,4
500
2,2
1,7
1,2
1,7
>600
2,7
-2,0 >
1,3
2,0
Следует, однако, отметить, что точность коэффициента в
уравнении для AT невелика. Предполагается, что он может зависеть от
фазы солнечного цикла. Может зависеть от фазы активности и сам
характер связи между потоком радиоизлучения и физическими
источниками разогрева атмосферы. Предполагается, что поправки к величинам
температуры с помощью приведенной выше зависимости могут быть
определены с точностью от +10 до ±20%.
Эффекты геомагнитной активности оказались во время низкой
активности Солнца более значительными, чем это предполагалось ранее,
разогрев атмосферы в это время существенно зависит от малых вариаций
геомагнитной активности.
154

В частности, оказывается [53], что на высоте 600 км плотность во
время магнитных бурь может возрасти в 6 раз, а температура — на
500° К- Возможно, что это обусловлено поглощением в нижней части
термосферы, на высотах 100—200 км коротковолнового излучения с длиной
волны 200—1000 А. Другим возможным источником разогрева являются
корпускулярные потоки — солнечный ветер, сжимающий во время бурь
магнитосферу и порождающий гидромагнитные волны в ней. Второе
предположение является более правдоподобным, поскольку
геомагнитная активность тесно связана с вариациями солнечного ветра. Столь
сильное влияние магнитных бурь на характеристики верхней атмосферы
потребовало пересмотра существовавших эмпирических зависимостей.
Ниже дается выражение для увеличения температуры экзосферы в
зависимости от трехчасового индекса геомагнитной активности ар:
дГ = Га/*+125°[1—ехр(-0,08а/?)];
для величин 2<а/?<150 может быть рекомендовано другое, более
простое выражение
Ar = 125°lg — ар.
Сопоставление результатов расчета по этим зависимостям с
экспериментальными данными дает разброс экспериментальных величин
относительно расчетных в пределах ±50° К.
В случае, если величина ар не отличается слишком сильно от своего
среднесуточного значения, то в первой формуле вместо величины ар
может использоваться среднесуточный индекс Ар= —Zap.
8
Следует учитывать, что приведенные выше данные о параметрах
атмосферы не приведены к какому-либо определенному индексу Ар.
Отмечается, что данные модели для высокого уровня активности
соответствуют приблизительно средней величине Ар ^10, тогда как данные для
периода низкой активности соответствуют Ар ~2. Здесь имеет место
постепенное увеличение Ар от 1 до 10. Время запаздывания эффекта
геомагнитной активности по отношению к самой активности составляет, как
это показывают наблюдения, порядка 6 час. Таким образом, если
требуется определение величины температуры с точным разрешением по
времени, то следует брать индекс ар, соответствующий моменту времени на
6 час раньше. Зависит ли это запаздывание от местного времени и
широты, пока не установлено.
Полугодичные вариации плотности атмосферы наблюдались за
период времени, равный шести годам в диапазоне 200—1600 км [53].
Возможно, что они объясняются расположением активных областей
Солнца вне экваториальной зоны и наклоном плоскости эклиптики к оси
вращения Солнца. Таким образом, эти вариации являются также
своеобразны?^ проявлением солнечной активности. Эти вариации являются
более систематическими по сравнению с геомагнитными. Особенностью
проявления полугодичных вариаций является наличие четко
выраженного минимума в июне—июле и несколько менее четкого минимума — в
январе. Максимум, наблюдаемый в сентябре—октябре, обычно бывает
существенно выше максимума в марте—апреле. Это различие приводило
иногда даже к разделению этого явления на две гармоники — годичную
и полугодичную, но, имея в виду высказанное выше предположение
относительно физической причины этого явления, такое разделение нельзя
признать сейчас достаточно обоснованным. Возможно, что с изменением
периода солнечной активности «годичная гармоника» исчезнет или
изменит знак. Высказываются предположения и о связи полугодичных
вариаций с планетарной циркуляцией. Эти сомнения, вероятно, разрешат
наблюдения, проводимые в начавшемся периоде солнечной активности.
155

Эти замечания следует учитывать при пользовании приведенной
ниже приближенной формулой, позволяющей определить величину
температурных полугодовых вариаций:
LT-
0,39 + 0,15 sin (2л d~~]72\
1 \ 365 /
8ш[4я^~)-0,30^;
здесь d — порядковый номер дня, отсчитываемый от 1 января каждого
года.
Полугодичные вариации плотности являются довольно
значительными по величине. Так, на высоте 350 км вариации температуры
ДГ^±100°К, а вариации плотности Aq~±20%.
В предположении, что наблюдаемые несимметричные полугодовые
колебания являются суммой годовых и полугодовых для высоты 205 км>
может быть дано следующее соотношение между годовыми,
полугодовыми, геомагнитно-обусловленными и связанными с дециметровым
радиоизлучением (27-дневными и суточными) вариациями плотности: 14; 4; 20;
15 и 25% от средней величины плотности соответственно.
ДОПОЛНИТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ О СТРУКТУРНЫХ
ПАРАМЕТРАХ И ИХ ВАРИАЦИЯХ
Наблюдения, выполненные в последнее время различными
методами, показывают, что характер атмосферных вариаций в
действительности является более сложным, чем это дается стандартной атмосферой
1965 г. Так, анализ метеорных наблюдений, выполненных в 1953—
1965 гг., показывает [121], что на высотах наблюдения метеоров (верхняя
мезосфера и нижняя термосфера) обнаруживается четкая зависимость
атмосферных параметров от цикла солнечной активности. Это
проявлялось как в частоте появления метеоров, которых во время минимума
было вдвое больше, чем во время максимума, так и в предельных высотах
появления метеоров потока Персеид на различных фазах активности.
Во время максимума эта высота была 85 км, а во время минимума —
95 км.
Отсюда следует, что вариации плотности в нижней термосфере
имеют фазу, обратную фазе вариаций, наблюдаемых на больших высотах по
торможению спутников. Этот вывод подтверждается и некоторыми
ракетными измерениями.
Ракетные измерения, проведенные в Вумера (Австралия) в апреле
1965 г. [106], показывают также, что на высоте мезопаузы более четко,
нежели в какой-либо другой области, проявляются приливные колебания.
Другое отклонение от стандартных условий в термосфере
обнаруживают ракетные исследования, выполненные в 1963 г. [61]. По
результатам, полученным с помощью ионизационных и магниторазрядных
манометров, была определена стратификация температуры в области
нижней термосферы. При этом оказалось, что температура в области высот
более 100 км возрастает не монотонно, а обнаруживает наличие
максимумов температуры, расположенных приблизительно на высотах 150—
180 км.
Это явление наблюдалось в ряде экспериментов. Оно
подтверждается и другими ракетными экспериментами. Так, два измерения
концентрации азота, которые в отличие от других методов свободны от предполо-,
жения о составе атмосферы, также обнаруживают существование двух
максимумов и двух минимумов, расположенных на 160 и 220 км, 180 и
270 км соответственно. Более того, первичные, несглаженные данные по
плотности, полученные другими авторами, также указывают на наличие
инверсии температуры. Но несмотря на наличие достаточно большого
числа согласующихся результатов, следует отметить, что многие экспе-
156

рименты не дают никаких указаний на существование этих аномалий
температуры и вопрос требует своего дальнейшего исследования.
Исследование суточных вариаций содержания азота и
соответствующих вариаций температуры на высотах 150—300 км над о. Уоллопс
(США) показывает [135], что наблюдавшиеся изменения концентрации
слишком велики, а вариации температуры слишком малы, чтобы
согласоваться с данными, приведенными в модели.
Анализ данных, полученных [140] по наблюдению торможения
спутников, выведенных на низкие орбиты с перигеем на высотах около 185 км
и эксцентриситетом 0,019—0,027, позволил получить данные по
плотности с разрешением по времени менее 3 час. Эти данные показывают, что
на этих высотах имеют место кратковременные возрастания плотности,
совпадающие с индексом Ар, но имеющие некоторый сдвиг по фазе, а
также заметные суточные вариации плотности с фазой, отличающейся от
фазы вариаций, обусловленных Солнцем.
Другие данные, относящиеся к диапазону высот 150—200 км,
получены по наблюдению торможения ракет-носителей спутников серии
«Космос» [117]. Оказывается, что на высоте ~200 км вариации плотности
согласуются со старыми данными — плотность от ночи к дню возрастает в
1,8 раза. Но обнаруживается наличие существенных суточных вариаций
(в 1,4 раза) и на высотах 170 км и ниже.
В стандартной атмосфере для этого уровня даются слишком малые,
15%-ные суточные вариации плотности.
Наблюдения за надувными спутниками Эксплорер-19 и Эксплорер-24
позволили получить более точные данные, относящиеся к высотам 550—
750 км и диапазону широт ±80° [115]. После оценки других вариаций
были получены данные, указывающие на наличие сезонных и широтных
вариаций. Оказалось, что плотность зимней полярной атмосферы
значительно выше предполагавшейся. На низких широтах зимнее
увеличение плотности имеет место в 14 час по местному времени и фазовый угол
его возрастает с высотой (на больших широтах это увеличение
наблюдается позднее). Значения температуры, полученные в этих экспериментах,
также обнаруживают максимум в зимнем полушарии. В качестве одной
из возможных причин этого явления указывается наличие в верхней
атмосфере другого источника разогрева, помимо УФ радиации. Это уже
определенная тенденция к возврату к старым гипотезам о разогреве
верхней атмосферы, которые начали высказываться в начале
спутниковых исследований.
В связи с новыми результатами, касающимися обнаружения
расходящихся с модельными данными широтных и сезонных вариаций
параметров верхней атмосферы, предлагается новая модель атмосферы [118],
учитывающая эти вариации. По сравнению со стандартной атмосферой
КОСПАР 1965 г. для высоты 120 км дается не один, а три вида краевых
условий, характеризующих идеализированные широтные и сезонные
вариации и согласующиеся как с экспериментальными данными, так и с
моделями, описывающими вариации атмосферных параметров на
меньших высотах. Эти три группы распределения параметров по высоте,
отвечающие широтным и сезонным вариациям, на высоте 250 км сливаются
в одну модель, согласующуюся с описанной выше. Предлагаемая модель
предсказывает вариации отдельных компонентов атмосферы в
рассматриваемом диапазоне высот, причем неожиданным результатом является то,
что эти вариации, включая и вариации соотношения между атомарным
и молекулярным кислородом, должны иметь место даже на нижней
границе рассматриваемой области, т. е. сразу же за турбопаузой.
В заключение следует коротко охарактеризовать системы ветров,
наблюдаемых в нижней термосфере. Общая характеристика ветров,
изучаемых на этих высотах, или по радиолокационным наблюдениям метеор-
157

ных следов, или же по наблюдению трансформации светящегося облака
паров щелочных металлов, выбрасываемых с ракет, дается по обзору
[53]. Одной из особенностей стратификации ветра является увеличение с
высотой меридиональной компоненты, которая на высоте 100 км
достигает величины зональной компоненты. Отмечаются как полугодовые, так
и годовые вариации ветров на метеорных высотах (нижняя термосфера).
Здесь наблюдаются очень резкие изменения ветра с высотой. Зоны очень
сильных ветров чередуются с зонами относительного спокойствия. Эти
вариации рассматриваются как одна из возможных причин,
обусловливающих наблюдаемые в этой области ионосферные характеристики.
Отмечаются сезонные и суточные вариации скорости ветра. Выше 120 км
намечается тенденция к большей однородности поля ветра. В слое 130—
200 км скорость достигает 120—130 км/час и уже не обнаруживает
суточных или сезонных вариаций. Вектор ветра вращается с высотой от
северного к южному квадранту.
Оригинальный способ определения ветра в диапазоне высот 200—
300 км был применен Кинг-Хили [118]. Способ заключается в
обнаружении путем точных определений орбит спутников малых изменений углов
наклона, которые обусловлены действием на спутник постоянной
зональной компоненты ветра. Таким образом, механизм явления, лежащего в
основе этого способа определения ветра, в принципе аналогичен
механизму, положенному в основу способа обнаружения степени
сплюснутости геоида.
Наблюдение орбит 13 спутников для периода низкой солнечной
активности позволило выявить наличие зональных ветров в
рассматриваемом диапазоне высот. Оказалось, что если брать отношение угловой
скорости ветра к угловой скорости вращения самой Земли, то оно
изменяется в пределах от 1,0 (атмосфера неподвижна относительно Земли) да
1,6. Если не учитывать двух результатов, относящихся к высоте 300 км,
и один аномально высокий результат, то из оставшихся десяти случаев
средняя величина вращения атмосферы оказывается в 1,27 раза больше
скорости вращения самой Земли. В средних широтах это соответствует
среднему западному ветру со скоростью около 100 м • сек~1. Полученные
результаты говорят далее о том, что скорость этого ветра, вероятно, не
зависит от времени (измерения относятся к минимуму солнечной
активности) и от широты, но существует тенденция их возрастания с высотой.
Распределение воды и регистрация твердых частиц в стратосфере и
мезссфере.
Эти вопросы имеют самостоятельное значение в изучении этих
областей атмосферы. Некоторые аспекты этих вопросов рассматриваются
по обзору [53] за 1965 г.
На основе основных законов термодинамики были сформулированы
общие условия, необходимые для конденсации водяного пара:
p8<Pi<p,
где pi — парциальное давление водяного пара;
ps — давление насыщенных паров над жидкой или твердой фазой;
р — общее давление окружающего воздуха,
и условия, исключающие сублимацию:
Рг<Р<Рз
независимо от содержания водяного пара. При нанесении на график
(рис. 1. 6. 21) термодинамических соотношений между давлениями и
температурой для Н20 и С02 и температурной кривой по данным
стандартной атмосферы США 1962 г. (пунктир) оказалось возможным наглядно
представить области, где образование облаков из паров воды невозмож-
158

но (заштрихованные участки). Схема показывает далее, что для
углекислоты весь диапазон давлений (высот) и температур является
запрещенным. При введении оценки содержания паров Н20 на различных высотах
оказалось возможным выделить высоты, на которых возможно
образование облаков. Для средних условий стандартной атмосферы облака в
тропосфере и стратосфере могут образовываться только до высот 43,3 км.
Кроме того, существует вторая область, где возможно образование
облаков — слой'от 67,7 км до 94,7 км. Последний результат имеет
непосредственное отношение к исследованию серебристых облаков.
Аналогичные вычисления были проведены и для многих других
химических веществ, которые могут
вноситься искусственно или
попадать в атмосферу при запусках
ракет.
Вопрос изучения воды и
метеорных частиц в области мезопаузы
тесно связан с вопросом изучения
одного из загадочных явлений
природы — серебристых облаков.
Для забора проб вещества из
серебристых облаков летом 1962 г.
в районе Северной Швеции были
запущены две ракеты. Для
надежности интерпретации результатов
одна ракета запускалась
вертикально, когда в зените было серебристое
облако, вторая—в зенит
безоблачного неба. Рабочая поверхность
детектора частиц экспонировалась
только на восходящей ветви
траектории на высотах 75—98 км.
Концентрация частиц в вертикальном
столбе облака сечением в кв. метр
оказалась больше 8-Ю10, что в
103 раз больше концентрации
частиц в безоблачном небе. Спектр
распределения частиц по размерам
аппроксимирован выражением N=Ad~P, где 3<р<4. Большинство
частиц до забора имели испаряющуюся оболочку.
Частицы исследовались методами электронной дифракции,
нейтронной активации и микрозондирующих электронов. Последний метод
позволил обнаружить железные частицы с большой примесью никеля. Для
исследования влаги применялись пленки Са. Исследование
экспонированных и неэкспонированных пленок показало наличие влаги на частицах,
образующих облака. Кольца и гало, обнаруженные вокруг частиц,
воспроизводились в лабораторных условиях. В этих опытах покрытые
корочкой льда частицы никеля при соударениях с пленкой давали тот же
эффект, что и полученный в ракетном эксперименте в серебристом облаке.
При обработке электронных микрофотографий, на которых видны
твердые частицы, окруженные своеобразным ореолом или гало,
образовавшимся при таянии ледяной оболочки, вычислена доля ядер, имевших
ледяную оболочку по отношению к их общему количеству и в
зависимости от среднего диаметра твердых ядер (рис. 1.6.22). Оказалось, что
практически все ядра, имеющие размер более 0,2 мк, имели ледяную
оболочку. Была построена зависимость между размерами твердой
частицы и размерами гало (рис. 1. 6. 23).
-то чго -80 -¥0 0 го ¥060
Температура ал?мосфе/7б/^с\
Рис. 1.6.21. Агрегатное состояние воды и
углекислого газа в зависимости от
давления (высоты) и температуры [53]
159

Эти исследования показали, что лишь очень малая доля частиц
имеет диаметр менее 0,05 мк (метод обеспечивал уверенное обнаружение
частиц диаметром до 0,01 мк).
Эти исследования позволили, наконец, получить первые достоверные
данные о природе серебристых облаков. Как известно, в течение многих
десятилетий идет спор о том, представляют ли они собою скопление
метеоритной пыли или же являются продуктом конденсации и замерзания
паров воды, поднимающихся до этих высот из низших слоев или
образующихся из протонов солнечного происхождения. Исследование частиц,
по-видимому, положило конец этому спору и примирило обе эти точки
зрения: предполагается, что твердые ядра имеют внеземное
происхождение, а их ледяная оболочка —
результат конденсации паров на
поверхности ядер. В связи с
полученными результатами возникает
целый ряд новых проблем,
однако полученный результат
является уже сейчас свидетель-
720
100
80
60
W
го
1 „ z 3 * 5
Средний, диаметр твердых
ядер \мк\
ojb*»/
10 20 30 4Q 50
Диаметр ядер * Ю^к]
Рис. 1.6.22. Доля метеорных частиц, име- Рис. 1.6.23. Соотношение между размерами
ющих ледяную оболочку, в зависимости метеорных частиц и размерами гало [53]
от их диаметра [53]
ством того, что в районе мезопаузы содержание паров воды в атмосфере
является существенным.
Существует еще одна специфическая область исследования состава
атмосферы, связанная с использованием для этой цели ракет и
спутников. Это, так сказать, «обратная задача». В последние годы стали
высказываться серьезные опасения, что массовое использование ракет, в
особенности мощных, приведет к загрязнению атмосферы продуктами
сгорания, что может сказаться не только на исследовательских, но и на
хозяйственных сторонах деятельности человека.
В связи с этим было оценено (данные приводятся по обзору [42])
общее количество ракет различных типов, в результате запуска которых
содержание некоторых примесей атмосферы могло бы удвоиться.
Приводится сводка содержания Н20, С02, NO, N, К, Li, H, NaO и LiO в
атмосфере выше 105 км. Затем оценивается время сохранения в атмосфере
искусственных примесей с учетом влияния ветров, турбулентности и
диффузии. Полученные результаты говорят о том, что для того, чтобы
удвоить содержание Н20, С02 и NO в атмосфере выше 100 км необходимо в
течение года производить 6,7- 103; 1,4 • \№ и 6,5 • 10б запусков ракет типа
Сатурн соответственно.
160

1.7. ИОНОСФЕРА ЗЕМЛИ
[72], [112], [14], [4], [Ив], [10]
СТРОЕНИЕ ИОНОСФЕРЫ
Коротковолновое излучение Солнца не только разогревает, но и
ионизирует ионосферу. Исследование ионосферных характеристик имеет
большое значение как с точки зрения исследования физических
процессов в верхней атмосфере, так и с точки зрения прикладной, поскольку
ионосфера сильно влияет на характер распространения радиоволн, что
необходимо знать для обеспечения как наземной, так и космической
связи. Эти исследования начались уже давно, вскоре после обнаружения
самой ионосферы. Для этого использовались наземные ионозонды,
излучавшие радиоимпульсы различной частоты, которые отражались
различными областями ионосферы. Особенностью этих исследований было то,
что исследовалась при этом лишь нижняя часть ионосферы, ниже так
называемого главного максимума или максимума слоя (области) F2.
Исследование верхней части ионосферы оказалось возможным по
существу лишь путем использования для этой цели ракет и спутников. Правда,
известную информацию об ионосфере удавалось получить с помощью
косвенных методов — главным образом путем наблюдения за
распространением свистящих атмосфериков, но при этом могли быть получены
лишь эпизодические, интегральные и не вполне бесспорные данные.
Возможно в связи с тем, что на распространении волн сказывается
содержание электронов в ионосфере, именно эта характеристика и
является основной ионосферной характеристикой. Содержание ионов
соответствует содержанию электронов, так что в целом ионосфера
практически нейтральна. Для иллюстрации на рис. 1.7. 1 приводится
распределение концентрации электронов и нейтральных частиц. Нормальное
распределение электронной концентрации с высотой и его вариации в
зависимости от времени суток и фазы солнечной активности даются на
рис. 1.7.2. На этой же схеме указаны и основные области ионосферы
(или слои). Раньше, на основании наземного зондирования
предполагалось, что ионосфера состоит из отдельных, изолированных друг от друга
слоев. Ракетное зондирование не подтвердило этого предположения,
поэтому сейчас более употребительным выражением становятся не слои Д
Е} Fi и F2, а области Д Е, Fh F2. В области D распределения практически
совпадают во всех вариантах. В области Е электронная концентрация
возрастает с высотой. Снижение концентрации выше главного
максимума обусловлено не тем, что здесь уже все частицы воздуха
ионизированы, я общими механизмами ионосферных процессов. Даже в
максимуме концентрации ионизировано, всего 0,01% общего содержания
нейтральных частиц.
На рис. 1.7.2 приводятся сглаженные профили концентрации
электронов. На самом же деле в ионосфере на общей монотонной кривой
возрастания электронной концентрации ниже главного максимума
наблюдаются несколько устойчивых максимумов. Их существование и
послужило в свое время основанием для предположения о слоистом строении
ионосферы.
Область D является самой нижней областью ионосферы. Она
располагается на высотах 60—85 км. Ионизирующими источниками,
обусловливающими существование этой области, считают излучение в линии
Ly—«, ионизирующее окись азота, и космические лучи, которые дают
значительный и по существу не зависящий от времени вклад в ионизацию
нижней части этой области в ее нормальном состоянии. Определить
концентрацию электронов в этой области наземным методом очень трудно.
Ракетные данные дают величины порядка 103 электрон - смгъ для
максимума слоя D. Ночью в связи с отсутствием ионизирующего агента слой D
11 2377
161

практически полностью исчезает за счет или рекомбинации электронов с
положительными ионами, или соединения с нейтральными частицами, чта
должно приводить к образованию отрицательных ионов. Механизм этот
еще окончательно не установлен.
В связи с тем, что плотность атмосферы на высотах слоя D высока,,
частота столкновений между электронами и частицами воздуха
оказывается большой, что приводит к сильному поглощению радиоволн в этой
области. Поэтому в связи с суточными вариациями слоя D существует
суточная зависимость распространения радиоволн. Кроме того, в связи
с вариациями, обусловленными другими, спорадическими причинами,
ZZO\
200
180\
Т 160
Л.
I
^
г h
Л
\ i
и
11
11
L-L 1—J 1—
1
1Ш
120Y
WO
Ю* 10s Ю6
Концентрация
электронов и uotwd всм~з
Рис. 1.7.1. Концентрация
электронов (пунктир) и
ионов (сплошная кривая) в
нижней ионосфере по
высоте [14]
Zl/см]
1000
JOO
\ \ \
\\ ч
\Максимум ]
v\ vf \
^Л ч
НАЛ *^\ \
X"-'—
V»
—зг
Е
\ \
\
.—- —
г
\ \
\ \
\ \
4 _Х
I
*&f
i^Fz |
7Л?
10* 10J 10* 10° 10° 70
Концентрация \змектрон* см ~J)
Рис. 1.7.2. Нормальное распределение
электронов на различных фазах солнечной активности
днем (сплошные кривые) и ночью (пунктир)
[72]
различают три вида поглощения радиоволн в этой области [136]. Первый
из них называется внезапным ионосферным возмущением и
продолжается примерно в течение получаса. Эти поглощения обусловлены
повышениями ионизации в более низких слоях области D, которые, в свою
очередь, вызывают очень сильные поглощения радиосигналов — так
называемые блэкауты. Этот тип поглощения радиоволн имеет место в
дневное время. Ионизирующим агентом, вызывающим повышения ионизации,
является в этом случае рентгеновское излучение Солнца. Второй вид
поглощения наблюдается преимущественно в ночное время, одновременно'
с активными полярными сияниями и магнитными возмущениями.
Поглощение в этом случае имеет место в основном в верхней части области и
бывает обусловлено, видимо, геоактивными частицами непосредственно'
или их вторичными излучениями. Третий вид поглощения наблюдается
в области геомагнитных широт более высоких, чем зона полярных
сияний, и называется поглощением в полярной шапке. Обусловлено оно
непосредственным проникновением- высокоэнергичных частиц в область D
и сопровождает солнечные вспышки, генерирующие космические лучи
относительно невысоких энергий. Все эти виды поглощений, естественно,
очень сильно зависят от солнечной активности. Рис. 1. 7. 3 [14]
иллюстрирует как сложность строения области D, так и ее изменчивость при
различного рода возмущениях.
162

Область Е расположена выше области Д на высотах 85—140 км.
Фотоионизация обусловлена здесь в основном мягким рентгеновским
излучением. Основным ионом является NO+, в дневные часы на высотах
—100 км сопоставимым оказывается содержание 0£, обычно же
отношение концентраций [N0+]/[0+] равно трем. Образуются также и ионы
N J и 0+, но они быстро исчезают. Атомные ионы быстро исчезают в
результате зарядообменной реакции вида
X+ + YZ=XY+ + Z.
Когщентрация\зле/<трон-см JJ
Рис. 1.7.3. Профили электронной концентраций в
области D [14]:
/—спокойное Солнце; 2—слабое поглощение в зоне полярных
сияний; 3—внезапное ионосферное возмущение; 4—сильное
поглощение в зоне полярных сияний; 5—поглощение в
полярной шапке
Во время минимума солнечной активности концентрация электронов
в области Е достигает величины 105 электрон- см~ъ, во время максимума
она примерно в полтора раза выше. Наблюдаются суточные и сезонные
Вашингтон
■56 г
~с,т.
8 10 12 /4 16 18 20
Местное время (часы)
а)
Ml П ШШ V ШШШИ1 ЛШ
Месяцы
<Г)
Рис. 1.7.4. Вариации концентрации электронов [72]:
а — летняя суточная вариация концентрации электронов в максимуме области Е;
б — сезонная (и широтная) вариация среднемесячных полуденных содержаний
электронов в максимуме области Е. Величины осреднены за один цикл солнечной
активности для Вашингтона и за два цикла для Слау
вариации, характер которых дается на рис. 1.7.4 [72]. График на
рис. 1.7.4,6 наряду с сезонными изменениями характеризует и
широтные изменения концентрации электронов в максимуме области Е,
noil*
163

скольку станции в Вашингтоне и Слау, для которых даются
распределения, расположены на различных широтах.
Суточные вариации области Е и вариации содержания электронов в
ней с высотой, полученные путем ракетных измерений, приводятся на
рис. 1.7. 5 [14].
200 г
160
1
1
120
80
101
W3 10*
Щ \злектрон • см ~JJ
10s
Рис. 1.7.5. Суточные и высотные вариации содержания
электронов в области Е [14]
Наблюдаются локальные возрастания электронной концентрации в
области Е, величина которых может быть вдвое большей, чем в
окружающем пространстве. Это появление так называемого спорадического
' : слоя Es, толщина которого не
превосходит нескольких
километров. Распределение
электронной концентрации во
время наличия такого слоя
приводится на рис. 1.7.6 [14].
В экваториальной области
слой £s связан с
экваториальным электрическим током.
Слой Es обычно возникает
ночью на высоких широтах и
днем — вблизи магнитного
экватора. В умеренных широтах
наблюдаются сезонные
вариации: летом слой возникает
гораздо чаще, чем зимой.
Сопоставление данных по
вертикальному распределению
концентрации электронов с
данными о вертикальном
профиле ветра заставило
некоторых авторов предположить, что
существование спорадического
слоя Es связано со сдвигами
ветра—-резкими градиентами изменения его скорости. Однако
экспериментальная проверка не дает однозначного подтверждения
справедливости этого предположения.
Область F\ не является столь же четко выраженной областью ионо-
ти
150
т
^ /JO
* 120
1
^ 110
*3
100
эо\
Г I
I
/
^ 1
- (
1 1_—1 1
о
0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 %0
N3 •10J\3S7e/</77/7C//-CM~J]
Рис. 1.7.6. Ракетные измерения
спорадического слоя Ея 25 мая 1962 г. в 7 час 43 мин
[14]
164

сферы как расположенная ниже ее область Е или вышележащая
область F2. Поэтому под областью F\ часто понимают просто область
нижней термосферы, диапазон высот 140—200 км. Фотоионизация этой
области обусловлена в основном излучением с длинами волн 200—900 А.
В нижней части области ионосферы преобладают ионы NO+ и 02+, в
верхней части основными являются ионы СИ\ Ночью четко выраженный
слой Fi отсутствует. Максимальная полуденная концентрация электронов
N9Fi составляет для минимума и максимума солнечной активности
соответственно 2,5 • 105 и 4 • 105 электрон • см~3.
В области Fi имеет место максимальное образование электронов и
ионов, хотя абсолютная концентрация их наблюдается много выше.
Отсюда следует, что механизм образования всей области F(Fi-\rF2) очень
сложен и обусловлен не только скоростью фотоионизации.
Область F2 характеризуется абсолютным максимумом электронной
концентрации. Высота этого максимума изменяется в широких пределах
как в зависимости от фазы солнечной активности, так и от времени
суток, а также от широты. С поведением области связан ряд аномалий.
Само образование второго максимума обусловлено различием между
скоростью уменьшения ионизации с высотой и скоростью рекомбинации,
Таким образом, определяющей здесь является комбинация «источника»
и «стока» электронов, а возможно сказываются также и другие причины.
В области F2 образуется положительный баланс, приток электронов и
ионов, диффундирующих снизу, что и объясняет существование
максимума.
Ионный состав области F2 характеризуется преобладанием ионов 0+.
Следующим по распространенности ионом является ион N+.
Большинство одноатомных ионов не рекомбинирует непосредственно с электронами,
а путем реакций образует молекулярные ионы О^ и N+, которые реком-
бинируют сравнительно быстро. Таким образом, рекомбинация
лимитируется химическими реакциями с нейтральными компонентами, а
поскольку концентрация их резко убывает с высотой, то убывающим
оказывается и эффективный коэффициент рекомбинации. В нижней части
области F2 этот коэффициент имеет порядок величины 10~9 см3 • сек~1, а
несколько выше максимума — 10~12 смъ • се/с-1.
Концентрация электронов в максимуме области F2 изменяется
сложным образом. Имеют место вариации с фазой солнечной активности,
сезоном, временем суток и широтой. Представление о них дают схемы на
рис. 1.7.7 [72]. На всех схемах отчетливо обнаруживается минимум
электронной концентрации над геомагнитным экватором и смещение
максимума на послеполуденные часы. Для периода равноденствия
наблюдается очень четко симметрия обоих полушарий, для солнцестояния она,
естественно, нарушается. Для зимнего солнцестояния картина, очевидно,
должна быть симметрична той, которая дается на схемах рис. 1.7.7, в, г
(имеются в виду магнитно-спокойные дни).
Внешняя ионосфера стала доступна для прямых исследований
после того, как начали применять для этой цели ракеты и спутники.
Использовались для этой цели как непосредственно измерения с
помощью ловушек и масс-спектрометров, устанавливаемых
непосредственно на ракетах и спутниках, так и путем наблюдения распространения
радиоволн с борта ракет и спутников. Основной особенностью строения
внешней ионосферы является плавный, более медленный, чем в нижней
ее части, спад концентрации электронов. В некоторых работах [4], [132]
сообщается об обнаружении ионосферных слоев или, точнее, нарушений
монотонности спада электронной концентрации выше главного
максимума области F2. Этот вывод разделяется не всеми исследователями, но во
всяком случае структура внешней ионосферы является неоднородной
и сложной.
165

ООЛ
12Q0
Местное время
а)
1Ш
600
ООП
12 Q0 Zt+OO
Местное время
<г)
6Ш
0Q0
12Q0
Местное время
в)
Zi+OO
6Ш
166

0 oo 12QQ ZhШ О02
Местное время
г)
Рис. 1.7.7. Вариации значений электронной концентрации
в максимуме области F2:
а — равноденстзие, минимум солнечной активности 1943—44 гг.;
б — равноденствие, максимум солнечной активности 1947 г.;
в—летнее солнцестояние, минимум активности; г—летнее солнцестояние,
максимум активности
Интересные результаты по изучению внешней ионосферы были
получены с помощью спутника-ионозонда «Алуэтт». На рис. 1.7.8 [116]
дается распределение электронной концентрации в зависимости от
магнитного наклонения для ряда фиксированных высот. Из этой схемы, в
частности, видны и широтный ход концентрации и экваториальная аномалия,
прослеживающаяся до высот ^700 км, где оба максимума сливаются
вместе. Более детальное представление о характере внешней ионосферы
дает схема на рис. 1.7.9 [14], основывающаяся на тех же результатах.
На этой схеме даются изолинии частот отраженного сигнала, которые
характеризуют электронную концентрацию. Из схемы видно, что
внешняя ионосфера управляется магнитным полем. Здесь уже нет широтной
симметрии, зато четко усматривается симметрия относительно
магнитного экватора и вытягивание линий равной концентрации вдоль силовых
линий магнитного поля.
Вариации ионосферных параметров в зоне полярных сияний имеют
свои специфические особенности [112]. Во время магнитных возмущений
возрастает высота максимума области F2, а концентрация электронов
в ней падает. Кроме того, наблюдается также тенденция области F быть
на больших высотах в области полярных сияний по сравнению с
несколько более низкими широтами. Наклонное зондирование ионосферы зоны
полярных сияний дает аномальные эхо от этой области, которые могут
быть ассоциированы с ионизацией в зоне полярных сияний.
Ионизация в спорадическом слое Es имеет место в зоне полярных
сияний и в более высоких широтах, причем суточные вариации ее не
согласуются с суточными вариациями появления видимых полярных
сияний. Более детальное изучение корреляции между слоем Es и видимыми
сияниями указывает, что критическая частота слоя Es может
удваиваться, когда сияние смещается в зенит, хотя в этом случае, по-видимому,
имеется хорошая корреляция между слоем Es полярных сияний и види-
167

мыми сияниями, но не очевидно, что ионизация слоя Es непосредственно
относится к ионизации, связанной с образованием полярных сияний.
Наблюдение распространения радиоволн от внешних точечных
источников, расположенных вне атмосферы, сквозь области полярных
сияний показывает, что когда путь волны проходит сквозь видимые формы,
возрастают сцинтилляции сигнала.
I
X
!
i
9
8
7
6
5
3
г
юг
У-о -^
J/f
VA
г\км\
560
W 35 30 25 20 15 10 5 0
Широта [град]
5 10
15 20 25
Север
Рис. 1.7.8. Широтные вариации электронной концентрации во внешней
ионосфере для ряда фиксированных высот [116]
Неоднородности ионосферы представляют собой локальные
повышения электронной концентрации и обнаруживаются различными
способами. Относительная частота обнаружения неоднородностей
определенных размеров приведена на рис. 1.7.10.
Неоднородности ионизации обнаружены и при осуществлении
зондирования ионосферы сверху, со спутника Алуэтт [122]. Анализ ионо-
грамм, полученных в низких широтах, показывает, что в узкой
экваториальной области появляются отражения от локальных повышений
концентрации электронов, расположенных выше максимума области F2>
На рис. 1.7.11 приводится копия ионограммы, показывающая область
30°
Я7°с.ш. f W°\ 20° „ 30е
Географиче- Магнитный
ский экватор экватор
W0«m.
Рис. 1.7.9. Широтные вариации электронной концентрации [14]. Сечение ионосферы
24 октября 1962 г. 23 час 18 мин (время по Гринвичу). Цифры на кривых — частоты
отраженных радиоимпульсов при зондировании ионосферы со спутника. Высота
орбиты спутника 1020 км
высот, в которой появляются неоднородности (заштриховано). По
разности запаздывания на частотах 1,85 и 4 Мгц толщина неоднородной
области оценивается равной 40 км, что в известной степени согласуется
и с приведенными выше данными, хотя следует учитывать, что они
относятся к другим широтам. На рис. 1.7.12 приводится распределение
обнаруженных неоднородностей по высоте и геомагнитной широте.
Оказалось, что они управляются геомагнитным полем, вытягиваясь вдоль си-
168

III
/ 2
5 10 20 50 100 ZOO 500
Размерь! [л/и]
Рис. 1.7.10. Спектр размеров
неоднородностей в диапазоне высот 400—800 км
[4]
I
i
I
I
§ 600
I
200
Ш
800
11/1 196Z 63 г 70 м.
92,ЬоВЛ0,9°Ю.(и.
is
la,
Высота орбиты
— 1020км
1 2 3 4*
Частота [мгц]
Рис. 1.7.11. Ионограмма спутника
«Алуэтт», показывающая область
(заштрихована) появления
неоднородностей электронной концентрации
[122]:
А' — след нормального отражения
обыкновенной волны; А — истинный высотный
профиль внешней ионосферы; В' — линия
максимальных действующих расстояний от
спутника до начала рассеянных
отражений; В — истинное расстояние от спутника
до неоднородностей; С— линия
максимальных действующих расстояний
рассеянных отражений
8 16
Север
""■ W6 1 Lt/Otfp *-
пеомагнитная широта [град]
Рис. 1.7.12. Расположение верхней
границы неоднородностей относительно
силовой линии [122]
169

ловой линии. На широтах больше 16° расстояние отражений от неодно-
родностей (на рисунке изображены точками) сливается с расстоянием
до главного максимума области F2. На меньших широтах это
расстояние уменьшается, неоднородности располагаются выше области F2, а на
геомагнитном экваторе достигают почти высоты орбиты спутника-ионо-
зонда. На рисунке нанесена и магнитная силовая линия. Эти результаты
показывают, что в узкой экваториальной области неоднородности
электронной концентрации расположены на поверхности, образованной
вращением силовой линии относительно геомагнитной оси. Поскольку
область, где наблюдаются неоднородности, совпадает с областью
экваториальной аномалии области F2 (понижение электронной концентрации
на магнитном экваторе), то можно предполагать, что механизм их
возникновения является общим. Обнаруживается согласование между
обоими этими явлениями и во времени.
ИОННЫЙ СОСТАВ
Ионный состав ионосферы определяется нейтральным составом
атмосферы, фотохимическими реакциями, протекающими в ней, и
динамическими процессами, благодаря которым атмосфера перемешивается.
Наличие и содержание отдельных ионных компонентов отмечалось,
когда рассказывалось об отдельных областях ионосферы.
Общий ионный состав ионосферы для периода минимума солнечной
активности дается на основании ракетного запуска утром 15 февраля
1963 г. в Уайт-Сэндсе, Нью-Мексико (для высот 90—240 км) и на
основании данных, полученных на спутнике «Электрон-2» —
послеполуденные часы 10—16 февраля 1964 г. 10—60° с. ш. [113]. Переход к
абсолютным концентрациям и согласование результатов были совершены в
предположении суммарной нейтральности ионосферы и по распределению
электронной концентрации, полученному из четырех различных
экспериментов: 1) в диапазоне 90—130 км по данным ракетного зондирования
(доплеровские дисперсионные измерения в полдень 23 ноября 1964 г.);
2) в диапазоне 130—240 км — по данным наземной станции
ионосферного зондирования, полученным одновременно с масс-спектроскопиче-
ским экспериментом на полигоне Уайт-Сэндс; 3) в диапазоне
240—1000 км — по одновременным ракетным доплеровским измерениям
и 4) по данным зондирования ионосферы сверху, со спутника «Алуэтт»
утром 2 июля 1963 г. (также средние широты). Выше 1000 км данные
по электронной концентрации получены путем экстраполяции.
Результат этого построения, характеризующий распределение ионов во всей
основной толще ионосферы во время минимума, приведен на рис. 1.7.13.
Приведенная картина хорошо согласуется с другим результатом
определения ионной концентрации. Наибольшие расхождения имеют
место в определении концентрации легких ионов Н и Не. Данные,
полученные на «Электрон-2» [42], не обнаруживают области с преобладающим
содержанием ионов гелия: с увеличением высоты «кислородная»
ионосфера переходит непосредственно в водородную ионосферу — так
называемую «протоносферу» (рис. 1.7.14). Имеются указания на то, что
ионный состав имеет слоистую структуру [ПО].
Помимо ионов газов, на высотах 70—115 км обнаруживаются и ионы
металлов. Особенно четко они регистрируются во время прохождения
Земли сквозь метеорные потоки. В качестве примера можно привести
результаты, полученные с помощью масс-спектрометра, запущенного на
ракете во время метеорного потока Леонид 16 ноября 1965 г. в *12 час
22 мин [126]. В интервале высот 82—100 км обнаружены ионы метал-
+ + +
лов Na, Mg, А1+, Са и ионы с массой более 48+, относящиеся, по-ви-
+ +
димому, к ионам Fe и №. Эти ионы составляли 30—50% общего со-
170

держания ионов N0+ и 02f, наблюдаемых на этих высотах в обычных
условиях. В интервале высот 100—110 км содержание металлических
ионов было уже пониженным. На высоте около 110,5 км наряду с
ионами Si 0+ и тяжелыми ионами (М>48) в очень тонком слое, полутолщи-
то
1
1
Концентрация \частиц-см ]
Рис. 1.7.13. Ионный состав весной в
период минимума солнечной активности
[32]
г\км\
2000
Ионный состав верхней
атмосферы
Рис. 1.7.14. Распределение ионов в
ионосфере по измерениям на спутнике «Элек-
трон-2» [42]
ной около 1 км были обнаружены ионы Na и Mg, которые ниже этой
области (но выше 100 км) отсутствовали. Металлические ионы ввиду
значительности своего содержания могут играть заметную роль в
фотохимических реакциях, имеющих место на этих высотах.
ТЕМПЕРАТУРА ИОНОСФЕРЫ
Уже ранние теоретические рассмотрения заставляли предполагать,
что температуры ионов и электронов в области F существенно различны,
тогда как ионные температуры не сильно отличаются от температуры
нейтральной среды, электронная температура может быть много выше.
В частности считается [72], что в нижней части области F дневная
электронная температура примерно в 2 раза превосходит температуру
окружающей среды. Это происходит потому, что количество электронов,
удаляющих избыток кинетической энергии энергичных фотоэлектронов,
возникающих в результате диссоциации атмосферы УФ радиацией,
сравнительно невелико. Охлаждается электронный газ в результате
столкновений с нейтральными частицами на высотах менее 250 км и с ионами —
ка больших высотах. Ионы здесь играют роль переносчика тепла,
передающего его нейтральному газу, который затем переносит его вниз.
Эти предположения подтверждаются ракетными и спутниковыми
измерениями, которые показывают, что различие температур остается
большим и значительно выше максимума области F2. Эксперименты
показывают также необычно высокую электронную температуру в
утренние часы. Это следует и из рассмотрения зависимости
1\-Т--
AQT
3/2
Ni
где
Q — приток тепла (эв • см~2 • сек~х);
А — константа, равная 2,1 • 106;
Тэ — температура электронов;
Т — температура нейтральной среды;
Nq — концентрация электронов.
171

Приток тепла к электронному газу сразу же после восхода Солнца
быстро нарастает вследствие малой оптической толщи атмосферы в
области F. В то же время электронная концентрация NQ в это время
сравнительно невелика, иначе говоря, невелика емкость теплопоглотителя,
что и вызывает высокий нагрев электронного газа.
Это утреннее аномальное повышение температуры электронов
обнаруживается на большинстве кривых, приведенных на рис. 1.7.15. На этом
рисунке показан суточный ход электронной температуры, измеренной
в пяти экспериментах. Все они получены в области средних широт (40J).
1—1
«0-J
К
1 3000
ъ
^
£
*5.
S 2000
1
§
|» 1000
2*
^
£
Те
-
¥
SJ
У 1 I I I i
5 10 15 20
Местное время ^чсссьГ^
Рис. 1.7.15. Суточный ход электронной температуры,
измеренной в пяти экспериментах [10]
Высокотемпературные электроны, нагретые в области F, имеют
большую длину свободного пробега и могут уходить в экзосферу. Это
приводит к тому, что температура электронов оказывается большей, чем
температура нейтральной среды и ионов и в более высоких областях.
Правда, не исключено, что электронная компонента внешней ионосферы
разогревается «высыпающимися частицами» или частицами
«захваченными». Затем, на высотах порядка 750 км начинается выравнивание
температур электронной и ионной компонент.
Измерения показали, что при относительно малом числе солнечных
пятен электронная температура Тэ на высотах 300—800 км, как правило,
достаточно высока в ранние утренние часы, несколько понижается днем
и затем слегка повышается после полудня. Ночью Тэ остается на
несколько сот градусов выше температуры нейтрального газа. Причина
этого неизвестна.
Некоторые ракетные исследования показывают [ПО], что
распределение электронной температуры на высоте имеет слоистый характер.
Измерения проводились с помощью зонда, установленного на ракете,
достигшей 28 августа 1965 г. высоты 720 км. Оба профиля, полученные
как на восходящей, так и нисходящей ветвях траектории, совпадают
между собою, если их сместить по высоте один относительно другого на
60 км. Поскольку траектория ракеты не была строго вертикальной,
го это обстоятельство и заставило авторов предполагать, что имеет
место слоистая стратификация температуры, обусловленная слоистой
структурой ионного состава, имеющей тенденцию к изменению с
широтой.
172

1.8. МЕТЕОРНЫЕ ТЕЛА В МЕЖПЛАНЕТНОМ
ПРОСТРАНСТВЕ
ОБЩИЕ ЗАМЕЧАНИЯ
Концентрация метеорных частиц в межпланетном пространстве, их
распределение по размерам и другие, связанные с ними проблемы,
представляют большой интерес как с точки зрения познавательной, так и
с,точки зрения обеспечения работы космических аппаратов и
безопасности космических полетов.
Метеорные тела движутся по орбитам вокруг Солнца. Помимо
притяжения Солнца, на них оказывает — в зависимости от их плотности —
заметное воздействие световое давление, которое в конечном счете
создает радиальную компоненту силы, действующей на частицу. За счет
этой компоненты малые тела «выметаются» за пределы солнечной
системы. Минимальный размер частиц, которые не выметаются световым
давлением, а остаются в пределах солнечной системы, оценивается
r=0,6Q-1, где г — радиус частицы, если считать ее шариком,
q—плотность частицы в г • см~ъ. В результате релятивистской аберрации
солнечного излучения возникает и тангенциальный компонент, действующий на
частицу силы (так называемый эффект Пойнтинга—Робертсона). Эта
компонента уменьшает орбитальную скорость и заставляет частицы
двигаться по спирали к Солнцу. Важным следствием этого эффекта
является то обстоятельство, что срок жизни самых малых и менее плотных
частиц оказывается относительно небольшим — в отдельных случаях —
всего несколько столетий.
Если не учитывать спиральности орбиты метеорных частиц и
считать их число эллиптическими, то полная энергия метеорных частиц
зависит от их скорости (v — скорости движения вокруг Солнца) [72]
v =
GM (—
1/2
где G — гравитационная постоянная, равная 6,670 - Ю-8 дин • см2 • г-1;
г — расстояние между телами (Солнцем и частицей);
а — большая полуось эллиптической орбиты.
Скорость относительно Земли определяется выражением
9 9 I ?Г7^3
R R
где vR — геоцентрическая скорость на расстоянии R от Земли;
М3— масса Земли;
Vd — векторная разность гелиоцентрических скоростей Земли и
частиц на расстоянии, где гравитационная потенциальная
энергия относительно Земли становится пренебрежимо малой.
Максимальная величина скорости vd может быть 72 км • сек~]
За счет притяжения Земли она может возрасти до 73 км-сек~1. Это
максимально возможная скорость для метеорных тел, принадлежащих к
солнечной системе. Минимальная величина скорости относительно Земли
имеет место при прямом движении частиц (в том же направлении, что и
Земля) по круговой орбите, удаленной от Солнца на 1 а. е., — иначе
говоря, когда частица движется практически по той же самой орбите, что
и Земля. В этом случае скорость движения частицы определяется
исключительно притяжением Земли и вблизи земной поверхности может
оказаться равной второй космической скорости — 11 км • сек~1.
Частицы подвержены воздействию и корпускулярности излучения,
которое должно «сдувать» атомы с поверхности метеорных частиц. В
результате обусловленного этим уменьшения размеров частиц должен воз-
173

-30m '60
Юг
Рис. 1.8.1. Распределение спорадических
метеорных частиц относительно плоскости эклиптики
[139]
настать и эффект Пойнтинга—Робертсона и изменяться соотношение
между силами притяжения и отталкивания. Это означает, в свою очередь,
что даже частицы, движущиеся по эллиптическим орбитам, в принципе
могут со временем покидать их. В результате этого непрерывно
изменяется спектр масс метеорных тел равно как и их распределение в
пространстве.
На расстоянии 1 а. е. скорость эрозии вещества под действием
солнечного ветра на основании лабораторных экспериментов оценивается
для железа и камня равной
0,4-Ю-8 см в год и, по-ви-
f>°\ ffi I димому, она обратно
пропорциональна квадрату
расстояния от Солнца.
Эффект
Пойнтинга—Робертсона приводит к более
быстрому уменьшению
размера большой оси, чем
малой, в результате чего умень-
^ шается эксцентричность ор-
-30 О 30 60 90 биты. Притяжение планет
Широта \град\ Се6ер увеличивает концентрацию
частиц в плоскости
эклиптики по мере приближения
к Солнцу. В районе орбиты
Земли орбиты пылевых
частиц, по-видимому,
практически круговые. Если это так, то на расстоянии 4 • 106 км от Земли
кинетическая энергия частиц относительно Земли будет меньше потенциальной,
и частицы должны захватываться на временные орбиты вокруг Земли.
Результаты спутниковых исследований, показывающих повышенную
концентрацию частиц в окрестности Земли, по-видимому, подтверждают это
предположение. Это превышение концентрации частиц в окрестности
Земли оценивается от одного до 5 порядков величины. Высказывались
предположения, что создание пылевого облака вокруг Земли
определяется в значительной мере и воздействием крупных метеорных тел на
поверхность Луны, которое может привести к выбросу микрометеорных
частиц из сферы тяготения Луны. Предположение о высокой пористостц
лунного грунта делает правдоподобной возможность относительно
высокого выброса вещества в межпланетное пространство. Критерием
проверки справедливости этого предположения явилось бы обнаружение
в окрестностях Луны пылевого облака, состоящего из частиц, скорость
которых меньше скорости убегания.
Активной статьей баланса метеорного вещества в межпланетном
пространстве считаются обломки комет и столкновения астероидов.
Какую-то роль в этом может играть и аккреция межзвездного пылевого
вещества силой тяготения Солнца совместно с эффектом
Пойнтинга—Робертсона. Распределение метеорных частиц относительно плоскости
эклиптики дается на рис. 1.8.1.
Метеоры и метеориты в рамках настоящей книги рассматривать не
предполагается, поскольку они непосредственно не связаны с
техническими аспектами исследования космоса.
ПРИРОДА МЕТЕОРНЫХ ЧАСТИЦ
Помимо упоминавшейся гипотезы Уиппла о лунном происхождении
метеорных частиц, в окрестности Земли возможны следующие
предположения о происхождении метеорных частиц [112]:
174

1. первичные остатки материи, сохранившиеся со времени
формирования солнечной системы из пылевого облака;
2. межзвездные частицы, протекающие сквозь солнечную систему
или собираемые Солнцем; '
3. частицы, образованные в процессе дробления астероидов путем
столкновений;
4. пылевые частицы, возникающие при разрушении кометных ядер.
Не останавливаясь на доводах в пользу той или иной гипотезы,
отметим, что окончательное решение этой проблемы возможно только в хо-
Рис. 1.8.2. Типы метеорных частиц, взятых во время ракетных
экспериментов [112]
де прямых экспериментальных исследований распределения частиц по
массам и в пространстве, а также изучения природы метеорных часткг:.
Уже давно, на основании косвенных данных, было высказано
предположение о том, что метеорные частицы — это в основном рыхлые пористые
образования иногда, возможно, с игольчатой структурой.
Но для более уверенного решения проблемы происхождения
метеорных частиц, равно как и для изучения проблемы метеорной опасности
нужно было собрать образцы метеорной пыли, что и было сделано во
время, уже упоминавшееся выше, запусков ракет в Швеции [112].
Частицы захватывались с помощью тонких металлизированных пленок в
диапазоне высот 88—168 км. Три типа собранных образцов имеют
определенно внеземное происхождение. Они показаны с указанием масштаба на
рис. 1.8.2. Собранные частицы могут быть классифицированы с
достаточной статистической надежностью как сферические, неправильные и
рыхлые. Размеры частиц изменяются от 0,1 до 10 мк. Электронный анализ
микропроб указывает на наличие алюминия, кремния, железа, кальция
и магния в различных пропорциях для разьых частиц. Наличие меди
обнаруживается при анализе проб и нейтронной активации, но не
исключено, что это могли быть загрязнения.
175

Отсутствие кристаллической структуры в частицах указывает на то,
что они сконцентрировались при столь низких температурах, что
оказались замороженными в аморфном состоянии.
РЕГИСТРАЦИЯ МЕТЕОРНЫХ ТЕЛ В КОСМОСЕ*
Метеорные тела регистрировались непосредственно в космосе,
начиная с 1958 г., вскоре после запуска первых спутников. Если говорить
о ракетных исследованиях, то они начались несколько раньше. И тем не
менее до сих пор не имеется совершенно определенных данных о
распределении метеорных тел в пространстве — измеренные потоки отличаются
по величине, по крайней мере, на четыре порядка [72].
Основной причиной столь больших расхождений между
экспериментальными данными следует, очевидно, считать несовершенство
существующих экспериментальных методов, трудности интерпретации
полученных результатов. Наиболее распространенным методом регистрации
является использование на ракетах и спутниках пьезоэлектрических
датчиков, чувствительных к импульсу частиц. Масса частиц может быть
получена по средней скорости, которую обычно принимают равной по
порядку величины 30 км • сек~х.
В связи с методами измерений следует сделать некоторые пояснения.
При рассмотрении результатов экспериментальных измерений
следует учитывать некоторые различия в интерпретации результатов
отдельными исследователями. Так советские исследователи при обработке
экспериментальных результатов исходили из теоретической зависимости,
согласно которой величина импульса удара пропорциональна энергии
частицы [66]. Американские исследователи принимали J^mv, т. е.
импульс пропорционален количеству движения, а академик М. А.
Лаврентьев полагает, что J~(mv)l>6. Считается, что эти различия в
известной мере компенсируются различием в величинах тарировочных
коэффициентов.
Следует учитывать далее и различия в оценке величины скорости.
Если многие авторы вначале считали величину вероятной скорости
40 км -сек~1, то затем, вслед за Уипплом, многие стали принимать ее
равной 15 км -сек~1, причем на эту скорость даже пересчитывались
полученные ранее результаты. Поэтому нельзя считать, что указанная
выше величина 30 км- сек~1, которая положена согласно [112] в основу
приведенных ниже данных, является бесспорной.
Большая часть полученных данных может быть описана с помощью
соотношения
lg/=—17,0—1,70 lgm,
где / — среднее число столкновений [м~2 • сек~1] с частицами, масса
которых т [г]. Приведенное выражение справедливо вблизи Земли в
интервале масс 10_10<т<10_6. Зависимость интенсивности потока частиц
от массы метеорных частиц (и от визуальной величины) приводится на
рис. 1.8.3.
Приведенные данные указывают на то, что с уменьшением массы
частиц наклон кривых становится более пологим, что, вероятно, может
быть приписано воздействию светового давления. Данные обнаруживают
суточные вариации, что естественно, поскольку потоки микрометеорных
тел не могут быть изотропными. Истинная скорость микрометеорных тел
может изменяться за короткое время на порядок величины. Наблюдения,
* Раздел написан по данным, опубликованным до 1967'г. Когда книга
находилась в печати, появился ряд работ, указывающих, что прежние результаты были,
очевидно, сильно завышенными, поскольку при измерениях регистрировались и
аппаратурные шумы.
176

выполненные с помощью межпланетных станций, обнаружили убывание
потока метеорных частиц или, точнее, частоты регистрируемых ударов
по мере удаления от Земли. Эта зависимость показана на рис. 1.8.4 [63].
Кстати сказать, подобное же повышение интенсивности потока
микрометеорных частиц наблюдается и в окрестностях Луны, где станция «Лу-
на-10» зарегистрировала частоту ударов примерно в 100 раз более
высокую по сравнению с межпланетным пространством.
Возрастание частоты регистрируемых ударов может быть вызвано
уплотнением частиц и увеличением их скорости в гравитационном поле
Земли и уменьшением скорости самого космического аппарата по мере
Радиометеоры
Визуальные
радиометеоры
30
25 20 15 10 "
Звездная величина
5
О
J i L
JL
J I L
-1¥ 42 -10 -8 -6 -9 -2
Логарифм массы [г]
О
Рис. 1.8.3. Поток метеорных частиц в зависимости от массы (и
визуальной величины) [72]. Кривые приводятся по данным
различных авторов
удаления его от Земли. Оба эти эффекта совместно могут объяснить
увеличение частоты ударов на полтора порядка, наблюдаемое при переходе
от высот z>12 000 км к диапазону высот 400—12 000 км. Однако
наблюдаемое при переходе к диапазону высот 100—400 км дальнейшее
возрастание частоты ударов еще на 2—3 порядка требует нового объяснения.
Возможно, что здесь сказывается захват частиц из зодиакального
облака или захват частиц, выброшенных с Луны в результате ударов
метеоритов.
В ходе излучения метеорных частиц регистрировались
спорадические возрастания частоты ударов [65]. Такое возрастание до 10 м~2-сек-1
было зарегистрировано 15 мая 1958 г. третьим ИСЗ. Вообще в
окрестностях Земли наблюдаются возрастания частоты ударов на 1—1,5 порядка.
Дальнейшие исследования обнаружили не только временные, но и
пространственные вариации потока метеорных частиц. Линейные размеры
таких сгущений изменяются в широких пределах, достигая миллиона
километров. Но спутником «Электрон-2» за период с 30 января по
10 марта 1964 г., за время экспонирования, равное 1778 460 сек, было
зарегистрировано три сгущения метеорных частиц. Эти сгущения имели
линейные размеры от 3 до 5 млн. км.
Геометрическое рассмотрение задачи позволило прийти к
заключению, что первое из сгущений, зарегистрированное 30'—31 января 1964 г.,
имело направление вектора скорости потока, составлявшее угол 42°
с вектором скорости движения Земли по своей орбите вокруг Солнца. При
12 2377
177

некоторых допущениях удалось определить массы частиц. Все эти cry-
щения не совпадали с наблюдаемыми на Земле метеорными потоками.
АМС «Марс-1» в день запуска вместе с Землей проходила метеорный
поток Таурид. Поэтому значения зарегистрированной частоты ударов
представляли особый интерес с точки зрения изучения плотности потока
частиц в метеорном потоке. За 100 мин регистрации на высотах от 6600
до 42 000 км было зарегистрировано 60 ударов метеорных частиц с
массами 10"7 г и больше [68]. Средняя частота ударов составляла
7-10-" "
м~
с-1
сек L с учетом поправки на угол встречи потока с регистри-
5
I
WV

lorn
■-*
i
5
10
rJ\
10
>-ч
кгА
10
гб
Обозначения:
////// С об. геофиз. ракета
www Ямер. геофиз. ракета
о 3-й ИСЗ
Л йвангард-3
©©<£) Станция „Луна 1,1,3"
+ + + Пионер-1
о * Зксплорер-6
Зодиакальное облако
Цифры рядом с обозначениями
означаю/л число наблюдений ударов
Ь~ЮОО
+ *
} ® 7
х~30 ^°
л_
100 1000 1ООО0 100000 1000000 КМ
Расстояние от Земли
Рис. 1.8.4. Зависимость частоты ударов от расстояния над
поверхностью Земли [63]
рующей поверхностью. Так как для спорадических метеорных тел числа
ударов частиц такой массы составляет около 10~5 м~2-сек~1, то можно
считать, что. большая часть зарегистрированных частиц принадлежит
именно потоку. Оказалось далее, что пространственная плотность
метеорных частиц неравномерна. Частицы двигались отдельными сгустками,.
удаленными один от другого на 4—45 тыс. км. Можно считать, что одно
метеорное тело находилось в среднем в кубе с ребром от 60 до 140 м.
Затем следовал период, когда плотность потоков может считаться;
по существу той же, что и в обычных условиях на относительно
небольших удалениях от Земли. И только на расстояниях 23—45 млн. км от
Земли станция снова зарегистрировала повышенную плотность
метеорного вещества в межпланетном пространстве. За суммарное время
регистрации, равное 4 час 13 мин 30 сек, было отмечено 104 удара.
Предполагается, что станция встретила метеорный поток, не известный по
наблюдениям с Земли и, возможно, не пересекающийся с орбитой Земли..
При резонных предположениях относительно скорости частиц и на-
178

правления потока относительно станции средняя частота ударов
оценивается равной 4,5 • 10~3 м~2- сект1, что по порядку величины
соответствует оценкам для потока Таурид. Пространственная плотность
оценивается в этом случае 1 частица в кубе с ребром 40—80 м. Как и в
предыдущем случае, наблюдались местные сгущения потока, расстояние между
которыми достигало 8—190 тыс. км. Возрастание концентрации
метеорных частиц регистрировалось с 31 декабря 1962 г. по 30 января 1963 г.
После 30 января аппаратура для регистрации частиц не
функционировала и потому дальнейшая протяженность потока вдоль траектории полета
неизвестна. Сопоставление с данными зонда «Маринер-4»,
приведенными ниже, заставляет думать, что повышенная плотность потока могла
наблюдаться и дальше.
Эти результаты говорят о том, что на больших удалениях от Земли
наблюдаются потоки и сгущения метеорных частиц, неизвестные по
наблюдениям с Земли, и объем накопленных к настоящему времени
данных недостаточен для того, чтобы предсказать их с высокой
достоверностью. Эти сгущения следует принимать в расчет при оценке
безопасности полета космических кораблей (в смысле эрозии поверхности,
повреждения оптики и т. д.).
Эксперименты по взятию проб космической пыли, поступающей в
земную атмосферу, были выполнены с помощью высотных аэростатов
[109]. Результаты указывают на увеличение потока пыли в 5—100 раз во
время метеорных дождей.
Помимо неизвестных на Земле потоков, существующих в
межпланетном пространстве, при оценке вероятности столкновения космического
аппарата с микрометеорными частицами следует учитывать и
наблюдаемые с Земли метеорные потоки. Эти потоки имеют тенденцию к
ежегодному повторению, поскольку движутся они по орбитам существовавших
когда-то комет. Как правило, метеорное вещество распределено вдоль
орбиты более или менее равномерно, что и обусловливает регулярность
их появлений в виде метеорных дождей.
Метеорные дожди наблюдаются как визуальными, так и
радиолокационными методами. Данные наблюдений со спутников показывают, что
поток Леонид, например, содержит мельчайшие метеорные частицы [72].
Высокая частота столкновений (на два порядка выше обычной)
регистрировалась в течение нескольких дней. Флуктуации на порядок
величины наблюдались за короткое время.
Во время более позднего ракетного эксперимента по сбору образцов
из метеорного потока Леонид [103] было установлено, что частицы
внеземного происхождения имеют размеры много меньшие, чем это
предполагалось на основании измерений с помощью ИСЗ и на основании
других ракетных измерений.
Перечень метеорных потоков и основные их характеристики
приводятся в табл. 1.8. 1 [72]. В последнем столбце таблицы указываются не
истинные плотности вещества, а максимальное число радиолокационных
отражений в час. Строгих количественных зависимостей между этими
двумя характеристиками не существует. Для сравнения можно указать,
что обычная частота спорадических метеоров (не принадлежащих к
потокам и, следовательно, характеризующих обычные условия в
околоземном пространстве) составляет 10 радиолокационных отражений в час.
Интересные данные о распределении частиц в пространстве на
больших удалениях от Земли получены с помощью космических зондов
«Маринер-4» и «Маринер-2» [93]. Общий характер распределения частиц
по массе и потоку дается в табл. 1. 8. 2.
В диапазоне удалений от Солнца 1,0—1,25 а. е. общий поток Ф был
7,3 • 10"6 частиц м~2 • сек'1 (к стер)-1. Сопоставление этой величины с
данными, полученными на зонде «Маринер-2», запущенном к Венере, по-
12*
179

Таблица 1.8.1
Метеорные потоки и их характеристики
Поток
Квадрантиды
Виргиниды
Лириды
У) Аквариды
Дневные Ариетиды
Дневные С Пер-
сеиды
Сагиттариды
Дневные (3
Тауриды
Фенициды
Южн. Ь—Аквариды
Сев. 5—Аквариды
Южн. /—Аквариды
Сев. /—Аквариды
а—Каприкорниды
Персеиды
у, Цигниды
Дракониды
Ориониды
Южн. Тауриды
Сев. Тауриды
Андромедиды
Леониды
Пуппиды/Велаиды
Геминиды
X—Ориониды
Моноцеротиды
У рейды 1
Даты

максимума
3 янв.
13 март.
21 апр.
4 мая
8 июня
9 июня
11 июня
30 июня
14 июля
30 июля
1 авг.
12 авг.
10 окт.
22 окт.
1 нояб.
10 нояб.
7 нояб.
17 нояб.
б дек.
14 дек.
22 дек.
Предел
1—4 января
5—21 марта
20—23 апреля
2—6 мая
' 29 мая—18 июня
1—16 июня
24 июня—б июля
21 июля—15 августа
14 июля—19 августа
16 июля—25 августа
16 июля—25 августа
17 июля—21 августа
29 июля—17 августа
19—22 августа
10 октября
18—26 октября
15 сент.—15 дек.
17 окт.—2 дек.
7 ноября
14—20 нояб.
1—9 декабря
7—15 декабря
9—14 дек.
13—15 декабря
17—24 декабря |

Координаты, [град]
прямое |
восхож-
| дение |
230
183
270
336
44
62
304
86
32
339
339
338
331
309
46
289
264
94
51
52
22
152
140
113
87
103
206

склонение
+48
+4
+33
0
+23
+23
—35
+ 19
—48
—17
—5
—14
—5
-10
+58
+56
+54
+ 16
+ 14
+21
+27
+22
-50
+32
+21
+8
+80
лТ
О- -
42,7
30,8
48,4
64
39
29
32
43,0
42,3
35,8
31,2
25,5
60,4
26,6
23,1
66,5
30,2
31,3
21,3
72,0
36,5
30,6
44,0
35,2

Максимальное
число
радиоэха
в час
95
<5
11
15
66
42
30
27
30
1 34
/
10
49
5
период
18
},.
<5
<Ю
50
80
13 1
Таблица 1.8.2
Число
ударов
1 ^Р
44
43
40
39
49
суток
100
34
20
29
45
Удаление
от Солнца
а. е.
1,0—1,25
1,25—1,36
1,36—1,43
1,43—1,49
1,49—1,56
Ф[м—
^-сек—ЦП стер)"1]
7,3-10-5
2,1-10-4
3,3-10-4
2,2-10-4
1,8-10-4
Наклон кривой общего
распределения по массе
р
i •
-0,5
—0,9
—0,6
—0,55
—0,6
180

казывает их хорошее согласие и дает основание считать, что плотность
потока, приведенная в первой строке таблицы, относится и к диапазону
расстояний 0,72—1,0 а. е.
По мере удаления зонда от Солнца на расстояниях от 1,25 до
расстояний примерно 1,38 а. е., что соответствует перигелию орбиты Марса,
зарегистрировано увеличение потока. Максимальная интенсивность
зарегистрирована на расстояниях 1,36—1,43 а. е., где она составляет
3,3- 10"4 частиц • м~2 • сект1 (jt стер)'1. Затем поток снова уменьшается и
в момент прохождения вблизи Марса составлял 1,8-Ю-4 частиц • м~2 •
-сек-1 (л стер)'1. Таким образом, в обширной зоне пространства между
орбитами Земли и Марса зарегистрировано увеличение плотности
потока частиц примерно в 5 раз. В окрестности самой планеты Марс
никакого увеличения плотности потока, подобного тому, что наблюдается возле
Земли, обнаружено не было.
Общий поток для каждого из интервалов времени может быть
связан с распределением частиц по массе выражением вида ФостР .
Величины |3, характеризующие распределение частиц по массам, приводятся
в табл. 1. 8. 2.
Величина параметра |3 изменяется в основном от —0,5 до —0,6.
Исключение составляет вторая строка таблицы, где (3 =—0,9.
Эксперимент на «Маринер-4» позволил произвести сопоставление с
данными о плотности потока частиц в межпланетном пространстве,
полученными путем наземного фотометрирования зодиакального света.
Согласно наземным наблюдениям распределение потока по массе
согласуется приблизительно с величинами (3=—0,5, если считать, что частицы
большие и имеют диаметр (10—100) мк. Если анализ проводится в
соответствии с теорией Ми рассеяния света малыми пылевыми частицами
(1—10 мк в диаметре), то распределение потока по массе согласуется
с зависимостью при (3=—0,9±0,1. Кроме того, следует учитывать, что
все исследования зодиакального облака исходят из уменьшения
интенсивности потока с удалением от Солнца — предположение, не
согласующееся с рассматриваемыми данными.
Обработка данных по регистрации микрометеорных частиц на
межпланетных станциях «Зонд-3» и «Венера-2» позволила получить
информацию о распределении микрометеорных частиц в межпланетном
пространстве до 47 млн. км от орбиты Земли в сторону от Солнца и на
25 млн. км в сторону Солнца [67]. На рис. 1.8.5 приводятся в
графической форме результаты этих экспериментов в виде числа ударов на
каждый миллион километров радиального расстояния. Исправлены ли эти
характеристики на различие в скоростях в статье [67], не указывается,
поэтому эти характеристики следует рассматривать как ориентировочные.
Следует учитывать далее и изменения интенсивности метеорных потоков
во времени, что следует, в частности, из различий в количестве
зарегистрированных ударов в обоих экспериментах на первом миллионе
километров.
Среднее число ударов при удалении в сторону от Солнца
составляло 5,7 • 10"5 и в сторону Солнца — 7,8 • 101"5 м~2 • сек~1. Следовательно,
количество метеорных частиц во внешних по отношению к земной
орбите областях солнечной системы в среднем примерно в 1,5—2 раза выше,
чем во внутренних областях. Высокие частоты столкновений с
метеорными частицами вблизи земной орбиты объясняются наличием
метеорных потоков Персеид и Акварид в момент прохождения этого района
станцией «Зонд-3» и потока Таурид — станцией «Венера-2».
Приведенные данные показывают далее, что в своем движении оба
эти космических аппарата пересекли ряд сгущений метеорных частиц,
часть которых принадлежала к известным на Земле метеорным потокам.
181

Протяженность сгущений колебалась в широких пределах, достигая мил-
1ИОНОВ километров. Зарегистрированные протяженные сгущения имели
концентрации, обусловившие частоту соударении от Ш до ш
идаров м-2-сек-\ Этот результат заставляет сделать вывод о том, что
метеорное вещество в межпланетном пространстве имеет тенденцию
группироваться в более или менее компактные образования и неравно-
«t5
I
Г1
!
900 t
800V
70 о\
600Y
500\
зоо\
200 У
юо\
ш
h i fhi
а)
Г f I 1 J 1
i 1 lD i—I I i I =а—j
4 8 12
500
400 h
300
200
100
16 20 29 28 32 36 90 44
Млн. км
s)
№.m.n П
j_£L-
4 8 12 16 20 29 28 32 36 40 99
млн. км
Рис. 1.8.5. Частота столкновений с метеорными телами при
движении космического аппарата в сторону от Солнца (а) и к
Солнцу (б) по данным «Зонд-3» и «Венера-2» [67]
мерность его распределения закономерна. Этот результат противоречит
данным «Маринер-4», где распределение метеорных частиц получено
относительно равномерным. Возможно, что в этом расхождении
проявились временные и пространственные вариации распределения частиц.
Распределение метеорных частиц в окрестностях Луны было
исследовано с помощью лунного спутника «Луна-10» [69]. Зарегистрированные
частицы, как правило, распределялись неравномерно во времени, а в
виде скоплений частиц протяженностью от 100 до 900 км. С 3 апреля
по 12 мая 1966 г. за суммарное время 11 час 50 мин было
зарегистрировано 198 ударов частиц, что составляет 5- 1СН ударов м~2- сект1. Это на
два порядка величины превышает среднюю частоту соударений для
межпланетного пространства. Поскольку измерения проводились в течение
длительного времени, то вероятность того, что зарегистрировано
временное увеличение интенсивности, а не локальное увеличение концентрации
метеорных частиц, связанное с самой Луной, невелика.
Зарегистрированное количество ударов имеет следующее распределение по высоте:
182

Интервал
высот
Число ударов
Интервал
высот
Число ударов
350—400
45
701-750
1
401—450
17
751—800
1
451—500
18
801—850
0
501—550
12
851—900
16
551—600
7
901—950
27
601—650
6
951—1000
40
651—700
6
Ю01—
1050
2
Наличие второго максимума в области 900—1000 км не дает
очевидных доказательств монотонного убывания концентрации с высотой. В то
же время нельзя исключить, что первое возрастание числа частиц с
уменьшением высоты действительно связано с самой Луной, что эти
частицы генерируются в результате соударений более крупных метеорных
гел с лунной поверхностью. Правдоподобной в этом случае является и
экстраполяция повышения количества частиц на область меньших
высот.
МЕТЕОРНАЯ ОПАСНОСТЬ [72]
Надежная оценка метеорной опасности, как уже отмечалось,
встречает в настоящее время серьезные трудности из-за недостаточности
экспериментального материала и трудностей его интерпретации.
Воздействие частиц с массой менее 10~7 г сводится в основном к эрозии
оптических поверхностей, солнечных батарей, отражающих поверхностей,
и т. д. Метеорные частицы с массой
10~7—Ю-4 г, по-видимому,
представляют уже опасность для самих
космических аппаратов, поскольку
могут привести к пробою
тонкостенных оболочек. Более детально
повреждающие свойства метеорных
частиц будут рассмотрены ниже,
в соответствующем разделе книги.
Вероятность пробоя стенки
зависит, очевидно, с одной стороны, от
плотности потока и распределения
метеорных тел по массам и, с
другой — от толщины стенки и
материала, из которого она сделана. На
рис. 1.8.6 приводится
предложенная Уипплом кривая вероятности
пробоя алюминиевой стенки
метеорными частицами в окрестностях
Земли и вдали от нее. Для
стальных листов интервалы времени
между двумя пробоями будут примерно в 10 раз больше. Следует
отметить, что полученные оценки носят весьма приближенный характер, но
тем не менее имеющиеся экспериментальные оценки метеорной
опасности, полученные с помощью спутника «Эксплорер-16» на больших
удалениях от Земли, согласуются с приводимой кривой.
Помимо упоминавшихся вариаций интенсивности потоков метеорных
частиц, можно указать еще и на увеличение концентрации частицею
мере приближения к Солнцу. Предполагается увеличение метеорной
опасности и в области пояса астероидов.
Толщина [см]
Рис. 1.8.6. Вероятность пробоя
алюминиевой стенки метеорной частицей вблизи
Земли и на больших удалениях от нее
[72]
183

1.9. ОБЩИЕ ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ
ЛУНЫ, ВЕНЕРЫ И МАРСА
МАГНИТНОЕ ПОЛЕ В ОКРЕСТНОСТЯХ ЛУНЫ
Первые измерения магнитного поля в окрестностях Луны были
выполнены с помощью АМС «Луна-2» 14 сентября 1959 г. Последние
измерения относятся к высотам около 55 км над поверхностью Луны. В
пределах точности измерений (30 у) магнитное поле не было
зарегистрировано. Разрешающая способность феррозондового магнитометра,
размещенного на лунном спутнике «Луна-10», была значительно более высокой
и составляла ^1у. Правда, в ходе измерений на точность сказывалось
влияние целого ряда причин, вследствие чего суммарная ошибка была
существенно большей [38].
Если бы Луна имела чисто дипольное магнитное поле, то при
параметрах орбиты спутника «Луна-10» напряженность магнитного поля в
соответствии с законом обратного куба от перицентра к апоцентру
должна бы уменьшиться в 2,2 раза. Рассмотрение полученных магнитограмм
показывает меньшее изменение обратного знака. Значения компонент
магнитного поля параллельной Н ц и перпендикулярной Н± оси вращения
спутника, полной величины напряженности поля Н и угла между
вектором напряженности и осью вращения (3 для одного из сеансов приводятся
в табл. 1. 9. 1.
Таблица 1.9.1
тт " ~ _ Цикл
Напряженность "■"""—--.-^_
поля ~-—- _____^
Ян М
Я± [у]
И [у]
Р°
2
26
11
28
23
6
27
12
30
24
12
27
13
30
26
18
27
11
29
22
23
27
12
30
24
28
28
12
30
23
34
28
13
31
25
Приведенные в таблице значения параметров, характеризующих
окололунное пространство, относятся к диапазону высот 350—1015 км
и к диапазону широт ±70°. Их рассмотрение показывает, как и
приведенное выше общее соображение, что полученные результаты не
обнаруживают признаков дипольного поля, которые за эти полвитка орбиты
неизбежно должны были бы проявиться как в значениях компонент
напряженности и ее суммарной величины, так и в величине угла между
вектором напряженности и осью вращения спутника.
Основной особенностью окололунного поля является его
регулярность. Следовательно, можно допустить, что все полученные результаты
относятся к области магнитосферы Луны. Для этого необходимо, чтобы
напряженность поля на экваторе Луны была бы 150—200 у, на высоте
350 км ^90—115 у, а на высоте 1000 км ^40—50 у. В низких широтах
это поле могло быть поджато солнечным ветром, а в высоких широтах —
наоборот, ослаблено до ^20 у. Эта гипотетическая картина, построенная
на допущении о нахождении спутника внутри магнитосферы, ни в коей
мере не соответствует полученным результатам, поэтому нельзя
допустить существования у Луны полей порядка 150—200 у.
Если далее предположить, что дипольное поле имеет у экватора
напряженность порядка 25—50 у, то оказывается, что расположение границ
магнитосферы должно быть ближе перицентра орбиты. Область,
охватываемая орбитой спутника, должна была бы в этом случае относиться
к турбулентной переходной области за пределами магнитосферы. Однако
регулярный характер зарегистрированного магнитного поля исключает
возможность и такого объяснения.
184

Как в отношении величины регистрированного поля, так и в
отношении возможной конфигурации полученные АМС «Луна-10» результаты
более близко соответствуют модели деформации межпланетного
магнитного поля солнечного ветра Луной, модели обтекания Луны плазмой с
«вмороженным» в нее магнитным полем. Это подтверждается и
зависимостью измеренных величин от солнечной активности.
Вместе с тем следует отметить, что все измерения были выполнены
на дневных и притом видимых с Земли участках орбиты АМС «Луна-10»,
поэтому магнитная съемка окололунного пространства оказывается
недостаточно полной для того, чтобы считать сделанные выводы
окончательными.
Другим аспектом окололунных магнитных измерений является
регистрация магнитного поля в области шлейфа земной магнитосферы, когда
Луна в своем движении по орбите проходила сквозь эту область
пространства. Полученные различия в результатах измерений вполне
объясняются влиянием солнечной активности и поэтому следует считать, что
в ходе этих измерений не был обнаружен какой-либо эффект, связанный
с прохождением сквозь шлейф земной магнитосферы.
Но в этой связи имеются данные, полученные с помощью ионных
ловушек [34], которые дают основание считать, что этот метод является
более удобным по сравнению с магнитометрическим для изучения
магнитосферы Земли на столь больших удалениях от нее. Совокупность
показаний всех четырех ловушек позволяет сделать вывод, что
зарегистрировано два момента выхода Луны из области шлейфа магнитосферы, когда
в ловушке, предназначенной для регистрации положительных ионов с
энергиями £'и>50 эв и в ловушке для регистрации электронов с
Еэ>70 эв, регистрировался переход от отрицательных токов к
положительным и один вход, когда на обеих ловушках зарегистрировано
изменение обратного знака. Эти изменения могут объясняться либо
регистрацией имеющихся в шлейфе магнитосферы потоков электронов с
энергией £э>70 эв, либо уменьшением в магнитосфере потоков протонов с
£п>50 эв. Потоки электронов с Еэ>70 эв, по крайней мере, один раз
надежно зарегистрированы на расстоянии ~50R3 по пути к Луне внутри
шлейфа магнитосферы.
ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЛУННОЙ
ПОВЕРХНОСТИ [78]
Температуры лунной поверхности снижаются от 215° К для тех
участков, которые только входят в области тени, до 150° К для точек,
лежащих на ночной стороне в 5—10° за терминатором. Затем падение
температуры становится примерно равномерным и составляет 0,3° С на градус
долготы, достигая примерно 120° К в середине ночной стороны и 90° К —
непосредственно перед восходом Солнца. Во время лунных затмений
температура лунной поверхности падает столь же резко, хотя, разумеется, и
не до столь низких величин. Так, для точки, лежащей вблизи центра
диска, температура падает от 371° К до 200° К во время первой, частичной
фазы затмения и продолжает падать до 175° К во время полного
затмения. В начале полного затмения температура падает со скоростью 30° С
в час, а в конце первого часа — со скоростью 7° С в час. Особое значение
лунных затмений, происходящих примерно 3 раза в год, заключается в
том, что спутник Луны будет находиться в условиях абсолютной темноты
примерно 2 или 3 часа. Это обстоятельство следует учитывать при
планировании лунных исследований с помощью искусственного спутника
Луны.
Величины диэлектрической постоянной е, полученные
радиоастрономическими методами, оказываются в пределах 1<е<2 [78]. При этих ве-
185

личинах диэлектрической постоянной величина плотности поверхностного
слоя Луны оказывается равной q?^0,5 г-см~ъ, в то время как при
величинах е, полученных по радиолокационным данным (е=2,7), величина
дя^1,2 г • см~ъ (для слоя толщиной до нескольких метров и десятков
метров).
Фотометрические исследования Луны позволяют сделать вывод, что
плотность самого верхнего слоя лунной поверхности (слоя от нескольких
микрон до нескольких миллиметров) должна составлять около
0,3 г-см~ъ [78]. При этом предполагалось, что этот слой должен иметь
исключительно рыхлую «дендритную» структуру. Проверка
справедливости этого предположения по изображениям лунной поверхности,
полученным с помощью станций «Луна-9» и «Луна-13», затруднена, так
как столь мелкие детали на этих снимках не различаются. Изучение
собственного ИК излучения Луны дает возможность определения
теплопроводности верхнего слоя Луны до глубины примерно 20 см.
Непосредственно при этом определяется параметр
y = (kQc)~
■12
где k — теплопроводность; q — плотность и с — теплоемкость вещества
лунной поверхности.
При резонных предположениях относительно величин q и с и для
различных величин у, полученных различными экспериментальными
методами, величины теплопроводности оказываются следующими
(кал • см~2 • сек~1):
1 q [г-см—3] —--—
0,5
1;2
* Величина у, получены
1000
Теплопровод
10-5
4,2-10-6
ая по тепловому р
450
н о с т ь
5-10-5
2-10-5
адиоизлучению Лу
350*
10-4
4,2-10-5
ны.
Измерения радиоизлучения Луны в миллиметровом диапазоне (на
волне 8,35 мм), выполненные во время лунного затмения 31.12.1963 [138],
позволили обнаружить в центре диска понижение яркостной
температуры на 3,5° К. Это дает возможность (в предположении, что
подповерхностный слой является однородным) получить величину
■С)1/2=2.10-4,
сигнала в подповерхност-
( k
а —
\ Q
где а — коэффициент ослабления мощности
ном слое;
k — теплопроводность слоя;
q — плотность слоя;
с — теплоемкость (все в системе СГС).
Целый ряд выводов о природе и характеристиках грунта на
поверхности Луны оказалось возможным сделать на основании тех результатов,
которые были получены с помощью установленного на борту лунного
спутника «Луна-10» гамма-спектрометра [21]. Гамма-спектрометр был
откалиброван в наземных условиях на эталонных образцах с известным
содержанием калия, тория и урана. Это позволило построить гамма-
спектры, которые должны были бы быть получены при измерениях на
орбите спутника для пород с различным содержанием естественных
радиоактивных элементов, когда излучение, наведенное космическими лучами,
отсутствует.
186

Сопоставление этих эталонных спектров со спектрами, полученными
на борту спутника «Луна-10», показывает, что, по крайней мере, в тех
районах лунной поверхности, где проводились измерения, отсутствуют
породы с содержанием К, Th, U, которые соответствовали бы земным
гранитам, и тем более с содержанием, свойственным рудным концентрациям
этих элементов. Интенсивность гамма-излучения лунной поверхности
позволяет отнести ее к породам основного состава типа базальтов. При
этом не исключается, что полученные концентрации естественных
радиоактивных элементов оказались несколько завышенными. Указывается
также, что все полученные выводы могут относиться лишь к слою
глубиною до 25 см, поскольку гамма-излучение, приходящее из более
глубоких слоев, поглощается грунтом.
Те неоднородности строения лунной поверхности, о которых
говорится ниже, в данном эксперименте не могли быть разрешены, поскольку
при высоте орбиты спутника в 350—1050 км регистрировалось излучение,
приходящее из большого телесного угла.
НЕОДНОРОДНОСТИ ЛУННОЙ ПОВЕРХНОСТИ [78]
Повышение разрешающей способности аппаратуры позволило
исследовать не только интегральные, но и локальные физические
характеристики лунной поверхности. Прежде всего это относится к различиям в
физических свойствах лунных морей и материков. Оказывается, что в
течение лунной ночи моря остаются в среднем на 6° теплее материков.
Обнаружено также несколько небольших участков, остывающих при
наступлении ночи медленнее, чем окружающая поверхность. Предполагается,
что эти пятна связаны с небольшими кратерами с лучевыми системами.
Это предположение основывается на обнаруженном во время затмения
1960 г. наличии у больших кратеров с лучевыми системами более высоких
температур (Д^=30-^-40°). Более медленное остывание может быть
объяснено большей тепловой инерцией, более высоким значением величины
(Izqc) 1/2 = —, что, в свою очередь, может быть обусловлено более высоки-
У
ми значениями k и q. Это наиболее молодые образования лунной
поверхности и характеристики их ближе к характеристикам земных горных
пород, нежели у других участков.
В предположении, что структура молодых кратеров однородна,
были получены следующие величины параметра тепловой инерции 1/у=
= (&qc)1/2*. кратер Кеплер — =0,0017, Аристарх — =0,0032, Коперник
у У
1/y=0,0033 и Тихо 1/у=0,0055. Для сравнения можно указать, что
тепловая инерция земных твердых пород составляет 0,05 для пемзы, 0,01 для
песка и гравия, а для порошков в вакууме — 0,001.
Инфракрасное сканирование, выполненное во время затмения
19.12.1964 г., выявило [138] существование сотен «горячих пятен» на
поверхности Луны. Наибольшее различие температур относится к кратеру
Дауэс. Большинство «горячих пятен» идентифицировано с кратерами,
размеры которых меньше разрешения детектора. Некоторые из этих мест
могут иметь тепловые характеристики голых скал. Наблюдается
концентрация «горячих пятен» в море Спокойствия. В этих измерениях может
проявляться также степень шероховатости поверхности.
Результаты радиолокационных исследований Луны показывают [102],
что кратеры с лучевыми системами и более мелкие кратеры, имеющие
«новый» вид (или большую величину альбедо радиолуча), являются,
очевидно, единственными местами лунной поверхности, где выступают
твердые породы. В остальных местах поверхность Луны должна быть
покрыта легким пористым материалом, глубина которого, вероятно,
больше 10 еж и может достигать нескольких метров. Этот материал имеет
187

диэлектрическую постоянную е^1,8, что, по-видимому, согласуется с
пористостью материала ~70—90% в зависимости от химического
состава. Если допустить наличие в грунте четко выраженной границы, то
диэлектрическая постоянная нижнего слоя должна иметь величину е —4,5—
5,0, соответствующую плотному, если не действительно твердому
материалу. Обратное рассеяние при больших углах рассеяния
обусловлено, очевидно, мелкомасштабной структурой, размеры которой
сопоставимы с длиной волны.
С помощью разработанного под руководством В. С. Троицкого
метода «искусственной Луны» оказалось возможным определить по
тепловому радиоизлучению температуру на различных глубинах. Если
исключить суточные колебания температуры, то оказывается, что в области
сантиметровых радиоволн (0,4; 1,6; 3,2; 9,6 см) постоянная составляющая
температуры возрастает с 210 до 220° К, затем на волне 35 см достигает
230° К и остается такой же даже на волнах 50—70 см. Авторы
считают, что это не является результатом разогрева Солнцем, а
свидетельствует о наличии реального температурного градиента в слое с толщиной
около 20 м. Ниже градиент становится много меньшим, что может
свидетельствовать о наличии на этих глубинах материалов с большей
теплопроводностью, наличии более плотных скальных пород. Если принять
наибольший градиент температуры (0,8° на сантиметр длины волны или
же 1,5° на метр глубины), то при у=350 тепловой поток из недр Луны
оказывается равным 1 • 10~6 кал • см~2 • сект1. Но есть основания
полагать, что это — завышенная величина. При у=1000, что соответствует
поверхностному слою, где и наблюдаются максимальные градиенты,
средний поток тепла через поверхность Луны составил бы
0,35- 10~6 кал • см~2 • сек~1. Но даже в этом случае приходится прийти к
выводу, что содержание радиоактивных элементов в недрах Луны выше
(в 2—3 раза), чем в хондритах или в недрах Земли.
МЕХАНИЧЕСКИЕ И МОРФОЛОГИЧЕСКИЕ
ХАРАКТЕРИСТИКИ ЛУННОЙ ПОВЕРХНОСТИ
Первый результат, вытекающий из самого факта посадки станции
«Луна-9» и положения станции на поверхности Луны, заключается в том,
что поверхность Луны оказалась достаточно прочной, чтобы выдержать
стокилограммовый (на Земле) вес станции. Другой существенный
результат заключается в том, что на поверхности Луны не обнаружено
сколъ-либо заметного слоя пыли, который согласно некоторым
гипотезам должен был покрывать поверхность Луны. Физически этот
результат вполне объясним: в условиях вакуума пыль, образующаяся
в.результате ударов метеорных тел о незащищенную атмосферой поверхность
Луны, должна спекаться в пористую и достаточно прочную массу.
Как показывают первые панорамы лунной поверхности (рис. 1.9. 1,
1.9.2 и 1.9.3), рельеф лунной поверхности оказывается в целом
достаточно гладкий, без крутых изломов, препятствующих на Земле
передвижению. Этот результат согласуется с теми изображениями лунной
поверхности, которые были получены с помощью американских
космических аппаратов серии «Рейнджер» (рис. 1.9.4). Микроскульптура
поверхности (неровности размером порядка сантиметров и меньше) носит
сильно изъеденный характер, много мелких кратеров и камней, размеры
которых находятся в пределах от нескольких сантиметров до нескольких
дециметров. В целом, характер местности чрезвычайно труден для
ориентирования и напоминает характер земных каменистых пустынь.
На основании первых изображений лунной поверхности, помимо
смешанных и нечетких типов, оказалось возможным выделить следующие
типы лунной поверхности [76].
188

«Лунки» или «воронки» — небольшие, округлые ямки, лишенные
вала. Специфическая форма некоторых лунок напоминает форму
воронки в грунте с резко возрастающими с глубиной механическими
свойствами. Это обстоятельство заставляет предполагать, что уже на глубине
нескольких сантиметров лунный грунт становится прочнее
поверхностного слоя.
Рис. 1.9.1. Фотография обратной стороны Луны, полученная АМС «Луна-3»
7 октября 1959 г.
Линейные структуры, отдельные элементы которых располагаются
вдоль линий. Эти структуры пересекаются по разным направлениям,
образуя иногда характерные лучистые и вильчатые образования.
Камни. Термин в известной мере условный, поскольку природа этих
образований еще не определена. Это сравнительно мелкие комки
вещества, причем относительное количество их уменьшается с размерами.
Можно полагать, что рельеф, полученный на лунных панорамах,
имеет в основном метеоритное происхождение. В то же время камни не
могут быть осколками метеоритов, поскольку количество осколков лунной
породы должно превышать число метеоритов во много раз.
Изучение характера лунной поверхности по фотографиям
«Рейнджера» привело к заключению [138], что кратеры возникали в результате
ударов метеорных тел и комет. Магматическая активность также
имела место, и заполнение кратерных воронок могло быть результатом
вулканических излияний. Микрометеоритная бомбардировка ^ поверхности
Луны сглаживает ее черты, делает поверхность более мягкой и пористой,
чем это могло иметь место в результате первичных процессов образова-
189

ния поверхности. Толщина поверхностной разрушенной зоны зависит
поэтому исключительно от возраста рассматриваемой области, для старых
областей считается вероятной толщина «вторичной зоны» порядка
одного метра.
Рассмотрение крупномасштабных фотографий позволило также
прийти к выводу, что характерные светлые лучи, образующие своеобраз-
Рис. 1.9.2. Фотография обратной стороны Луны, полученная АМС «Зонд-3>
ные системы около некоторых первичных кратеров, не что иное, как
скопления очень большого числа мелких кратеров. Установлено далее,
что во всех случаях характер поверхности является одним и тем же
независимо от того, расположен ли рассматриваемый участок поверхности
в области моря или в кратере. На фотографиях с разрешением порядка
300 м как в морях, так и в кратерах обнаруживается преобладание
неглубоких понижений со сглаженными очертаниями краев. Такие
сглаженные очертания могут быть результатом действия микрометеоритов и
космических лучей. Обнаруживается наличие кратерных углублений с
коническими стенками, крутизна которых возрастает ко дну, что может
указывать на заполнение расположенной» ниже полости или же на
неоднородную по глубине прочность грунта. Второе предположение согласует-
ся с результатами изучения тонкой структуры поверхности по
изображениям, полученным с помощью станции «Луна-9». На снимках не
обнаружено наличия большого количества выброшенных образований, что
указывает на очень тонкую дисперсию продуктов взрыва и является
определенной характеристикой свойств поверхности. В случае, если бы
происхождение кратеров было вулканическим, то, очевидно, следова-
ло^бы ожидать большего количества крупных камней. Обнаружены
линейные, похожие на трещины, понижения с расположенными на них
кратерами, окруженными более темным материалом, заполняющим частично
и эти впадины, скопления кратеров и складок.
ISO

Рис. 1.9.3. Часть панорамы лунной поверхности, полученная станцией «Луна-9» [/6]
191

В кратере Альфонс обнаружены резкие тангенциальные
ответвления, являющиеся тектоническими особенностями, разломами,
образовавшимися под действием скалывающих сил (см. рис. 1. 9. 4).
Статистический анализ показывает наличие гораздо большего
числа мелких кратеров диаметром 1—10 м, чем это было предсказано
теорией, но тем не менее суммарная площадь, занимаемая ими в области
морей, составляет примерно 1,5% общей площади и поэтому они не могут
представлять сколь-либо существенного препятствия для передвижения
Рис. 1.9.4. Фотография лунной поверхности (восточный край
кратера Альфонс), полученная космическим аппаратом
«Рейнджер-9»
по лунной поверхности. Установлено также, что распределение кратеров
по размерам для малых кратеров иное, чем для больших, что позволяет
прийти к выводу, что они возникли под действием различных механизмов:
хмелкие кратеры могут быть вторичными образованиями, сравнительно
малыми обломками, а также возникшими при образовании первичных
кратеров.
Исследования формы и внутренней структуры Луны заставляют
предполагать, что области материков примерно на 3 км выше морей.
Существует противоречие между расположением материков на Луне с
учетом результатов, полученных при фотографировании обратной
стороны Луны АМС «Луна-3» и «Зонд-3» (см. рис.. 1. 9. 1 и Г. 9. 2), и
моментом инерции Луны в целом. Это говорит о том, что структура недр Луны
должна быть неоднородной.
Радиолокационные исследования Луны, выполненные на волне
23 см, указывают на то, что при горизонтальных размерах порядка
нескольких метров средний уклон составляет ^10°. Среднеквадратичные
величины уклона поверхности, полученного на других войнах, имеет тот
же порядок величины.
192

АТМОСФЕРА И ВОДА НА ЛУНЕ [78]
Если считать, что химический состав Луны аналогичен составу
Земли, то на каждый квадратный сантиметр лунной поверхности за всю
историю Луны должно было бы выделиться около 100 кг НгО, 5 кг С02 и
0,25 кг N2. Изучения баланса выделения и диссипации газов
из-атмосферы показывают, что наибольшая плотность ее никогда не могла
превышать 1011—1012 частиц-см~3, что соответствует плотности земной
атмосферы на 150 км высоты. Процессы диссоциации СО2 и Н20 должны
были преобладать над процессами рекомбинации. Жидкая вода не могла
существовать на Луне, так как плотность водяного пара никогда не
достигала насыщения. Условия для органического синтеза всегда были
весьма неблагоприятными и поэтому нельзя рассчитывать на
обнаружение на Луне сложных органических соединений, образовавшихся в
газовой или водной среде. В недрах условия могли быть и более
благоприятными.
Практически все летучие соединения, выделившиеся из недр Луны
на поверхность, диссипировали. В принципе водяной пар мог бы
сконденсироваться в углублениях рельефа в полярных областях, куда никогда
не попадает Солнце, но количество льда здесь не может быть большим.
Часть воды могла сохраниться также и в виде грунтовой «вечной
мерзлоты», поскольку на глубинах, где затухает суточная температурная волна,
температура грунта на несколько десятков градусов ниже 0,оС.
В настоящее время плотность лунной атмосферы оценивается
равной 105—103 частиц- см~г, причем пополнение ее происходит за счет
выделения аргона (в результате радиоактивного распада), за счет захвата
частиц из солнечного ветра и за счет выбросов газов из недр, подобных
тому, что наблюдалось Н. А. Козыревым, и являющихся, по-видимому,
результатом проходящего процесса дегазации пород, не прошедших
стадии расплавления.
Экспериментальные исследования по изучению ионного состава
лунной атмосферы начинаются с наблюдения в 1956 г. затмения Луной
радиоисточника Крабовидной туманности. В результате наблюдений был
сделан вывод, что концентрация электронов NQ вблизи поверхности Лу-
.ны достигает величин 10"3—10~4 см~г в зависимости от предполагаемого
состава ионосферы. Концентрация ионов должна в этом случае быть той
же. Позднее, в 1963 г., по наблюдениям радиозатмения Луной источника
ЗС273 и рефракции радиоволн при этом оценка верхнего предела NQ
была понижена до 100—200 см~ъ.
Прямой эксперимент по изучению плазмы в окололунном
пространстве был выполнен в 1966 г. с помощью ловушек, установленных на
лунном спутнике «Луна-10» [34]. Полученные при этом данные не позволили
лолучить точных величин концентрации ионов в окололунном
пространстве, но позволяют сделать некоторые выводы относительно верхнего
предела возможной концентрации ионов. Так, если полагать, что
ионосфера Луны состоит из тяжелых ионов, имеющих низкую температуру,
го верхний предел концентрации ионов AfH^100 см~г. Если температура
тяжелых ионов сравнительно велика (^104°К), как и для ионов
водорода при низкой температуре, верхний предел Ыж должен быть повышен
в 1,5—2 раза. Для высокотемпературных ионов #+ оценка должна быть
понижена. Действительные величины концентрации ионов должны быть,
вероятно, уменьшены.
ИЗЛУЧЕНИЕ НОЧНОГО НЕБА
ДЛЯ СПУТНИКА ЛУНЫ [114]
Наиболее важным источником света во время нахождения спутника
на ночной стороне Луны будет Земля. Во время своей полной фазы она
13 2377
193

будет давать в окрестностях Луны световой поток в 45 раз более
интенсивный, чем поток, доходящий от Луны к Земле во время полнолуния.
Это соотношение справедливо для спектрального диапазона к=
= 5000-^6000 А. Для коротковолнового (синего) края спектра это
соотношение будет еще большим за счет возрастания для этой области отра-
v^V I I I | I 1 1 I 1 | I | I 1 » I 1
0,9
| 0,7
| W
| 0,5
%
I о,з
I
0,1
О ZO W 60 80 100 120 1W 160 180
Фазовые углы \град\
Рис. 1.9.5. Угловое распределение отраженной радиации
(видимый диапазон) для Земли, Марса и Венеры [114]
жательной способности Земли и уменьшения отражательной
способности Луны (по сравнению со средними величинами). Средние изменения
яркости Земли с изменением фазового угла приводятся на рис. 1.9.5.
Следует учитывать, однако, что яркость Земли сильно зависит от
погода и в особенности от облачности на освещенной Солнцем стороне
Земли.
ВЕНЕРА
Несмотря на то, что Венера является ближайшей соседкой Земли и
при наблюдении с Земли обладает наибольшей яркостью из всех
небесных объектов после Солнца и Луны, и что изучение Венеры началось уже
давно (наличие атмосферы на этой планете было обнаружено еще
Ломоносовым в 1761 г.), Венера до последнего времени, до измерений,
выполненных АМС «Венера-4» в атмосфере планеты, оставалась одной из
наименее изученных планет. Венера не имеет спутников и поэтому
оказывается невозможным определить ее массу непосредственно. Это
определение массы может быть выполнено только на основе изучения тех
возмущений, которые Венера вызывает в движении других планет, астерои-
дов и комет. Кроме того, Венера имеет мощную, однообразную,
совершенно непрозрачную из-за густой облачности атмосферу, которая не
только не позволяла наблюдать поверхность Венеры, но и определить ее
скорость вращения относительно своей оси.
С использованием радиолокационных методов оказалось
возможным оценить длительность суток на Венере, она равна 243,9±0,4 суток
194
\*
\
S,
h
X
\N
\
W
Л
^
0
\
.ЛамЛртовская сфера
К
Ч
, Венера
.Земля
-Л> 6300 А
V \>5500А
V
л
^
N
-XCJOOOA
\
V
^
s\
^
^
^
V
8
^
-\
<
ь
43
к
^
Марс
^
^
*5
S:
^

земных. Угол наклона плоскости экватора Венеры к плоскости
эклиптики на 20° меньше земного. Год на Венере составляет 224,7 земных суток.
Таким образом, оказывается, что фактически Венера имеет медленное
обратное вращение относительно Земли и не имеет времен года.
Видимый диск Венеры всегда однообразен [114]. Визуальное
альбедо составляет 0,73—0,80. Эта величина гораздо более высокая, чем у
любой планеты, а угловое распределение отраженной радиации
оказывается наиболее близким к закону Ламберта. При наблюдениях в
направлении от Солнца яркость планеты составляет 0,56 яркости белого ламбер-
товского диска и 0,84 — яркости белой ламбертовской сферы (при визу-
¥000
5000
Длина 6олны\/^
6QOQ
Рис. 1.9.6. Относительная спектральная отражательная
способность Венеры [114]
альном альбедо 0,73). На рис. 1.9.6 изображена спектральная
отражательная способность Венеры. Следует иметь в виду, что в синей части
спектра она резко снижается и планета выглядит желтоватой. Но при
больших фазовых углах, когда сильнее начинает сказываться рассеяние
в атмосфере, планета выглядит даже более голубой, чем Солнце.
Фотографирование диска Венеры, выполненное в ультрафиолетовых
лучах, дает пятнистые изображения планеты, причем эта пятнистость,
очевидно, является изменчивой [77]. Природа этого явления, равно как и
природа переменного поглощения в УФ части спектра, еще не изучена.
Отмечается сильное снижение отражательной способности Венеры в
фиолетовой и ультрафиолетовой областях спектра.
Температуры поверхности Венеры оказалось возможным получить
радиоастрономическими методами и в результате эксперимента с
зондом «Маринер-2», который дал величину температуры поверхности
порядка 400° С, что на 100° С выше температуры плавления свинца.
Температура верхней части облачности оказалась изменяющейся от —29° С
до—57° С [138].
Предположение о том, что радиоизлучение приходит от твердой
поверхности, подтверждается и результатами интерферометрических и
микроволновых измерений на волне 10 см [138], а главное, прямыми
измерениями температуры атмосферы Венеры, выполненными станцией «Ве-
нера-4» [81].
Высокие величины температуры поверхности Венеры хорошо
согласуются с результатами радиометрических определений, которые дают
[138] величину температуры в противосолнечной точке, равную 630±70° К.
Те же самые измерения указывают, что полюса планеты приблизительно
на 25% холоднее экватора, а в области терминатора температура не-
13*
195

сколько выше, чем в противосолнечной точке. Другие оценки,
использующие резонные предположения о природе поверхности планеты, дают
следующие распределения температур поверхности: средняя по диску
Венеры температура 700° К, температура в подсолнечной точке 1000° К, в
противосолнечной точке 610° К, на полюсах 470° К.
Природа поверхности Венеры. Уже упоминавшиеся интерферомет-
рические и микроволновые измерения радиоизлучения на волне 10 см
с учетом поправки на шероховатость поверхности дают величину
диэлектрической постоянной, равную 8=2,5.. Радиолокационные данные дают
характеристики поверхности, соответствующие порошкообразным окис-
30р\ат\
Рис. 1.9.7. Изменение, давления в
атмосфере Венеры с высотой (по данным «Ве-
нера-4») [81]
300]t^С]
Рис. 1.9.8. Изменение температуры
атмосферы Венеры с высотой (по
данным «Венера-4») [81]
лам, карбонатам и силикатам. Имеются предварительные сообщения [105]
об обнаружении с помощью радиолокационных наблюдений заметных
топографических неоднородностей на поверхности планеты.
Атмосфера Венеры. До недавнего времени экспериментальные
данные были'скудны и противоречивы. Так, давление у поверхности
планеты оценивалось равным и нескольким ат и сотням ат. На основании
анализа микроволновых и интерферометрических наблюдений [138]
давление атмосферы у поверхности оценивалось равным приблизительно
50 ат. Распределение давления на трассе измерений выполненных
станцией «Венера-4» на ночной стороне планеты, приводится на рис. 1.9.7*.
Температура атмосферы измерялась с помощью двух термометров
сопротивления. Полученные данные дают на участке измерений почти
линейное изменение температуры атмосферы от +40 до +270° К
(рис. 1.9. 8).
Проведенные с помощью специальных газоанализаторов измерения
газового состава нижних слоев атмосферы показали, что основной
составной частью нижней атмосферы является углекислый газ. Его
содержание не менее 90—95%, кислорода содержится около 0,5%, а воды не
более 1,2%. Газоанализаторы, имевшие нижний порог чувствительности
7%, содержания азота не обнаружили.
Что касается более высоких областей ночной атмосферы Венеры
то здесь следует остановиться на обнаружении водородной короны и
измерении ионосферных характеристик. Плотность нейтрального
водорода оценивалась по регистрации УФ излучения Солнца, рассеянного
нейтральными атомами водорода. Оказалось, что на высоте 1000 км над
* Более поздний анализ полученных данных, учитывающий возможные
расхождения в определении радиуса планеты, дает оценку давления у поверхности 50±30 ai
(соответственно и температуры). См. ст. В. С. Авдуевского, М. Я. Марова и М К Рож-
?RCJLBnenHCi50r0" РезУльтаты измерения параметров атмосферы Венеры на советской АМС
«оеиера-4», «Космические исследования» т. VII, вып. 2, 1969.
196

поверхностью планеты концентрация Н составляет 1000 смгъ, на высоте
6000 км— 100 смгъ, на высоте 2000 км— 10 см~ъ и в межпланетном
пространстве— 0,01 см~3. Была предпринята попытка обнаружить
аналогичным методом атомарный кислород, но полученные данные
свидетельствуют об его отсутствии в верхней атмосфере Венеры.
Заряженные частицы регистрировались с помощью ловушек
заряженных частиц. Предварительные результаты показывают, что на всей
трассе движения станции концентрация положительных ионов не
превышала 1000 см~3, что во много раз меньше концентрации положительных
ионов в ионосфере Земли.
Сопоставление данных о концентрации нейтрального водорода и
положительных ионов в верхней атмосфере Венеры с соответствующими
земными характеристиками позволяет сделать вывод, что плотная
молекулярная атмосфера на ночной стороне Венеры довольно резко переходит
в межпланетное пространство.
Это объясняется, очевидно, малой скоростью вращения Венеры
вокруг своей оси, в результате чего атомарные и заряженные частицы
успевают в течение ночи погибнуть, не создавая ни плотной ионосферы, ни
существенной атомарной компоненты.
Магнитное поле Венеры измерялось впервые зондом «Маринер-2»,
который прошел 14 декабря 1962 года на расстоянии около 35 тыс. км
от поверхности планеты. Магнитометр зонда «Маринер-2» имел
чувствительность порядка 10 гамм. Полученные данные не обнаружили тогда
наличия собственного дипольного магнитного поля Венеры, не был
обнаружен и радиационный пояс. Но космический аппарат прошел на
большом удалении от поверхности планеты и поэтому полученные данные не
исключали возможности существования собственного магнитного поля
Венеры, а только сужали диапазон правдоподобных гипотез, и позволили
прийти к выводу, что магнитный момент Венеры не может быть более
8% от магнитного момента Земли [134].
Рассмотрение результатов измерения заряженных частиц,
полученных с помощью зонда «Маринер-2» [127], показало, что удаление ударной
волны гипотетической магнитосферы Венеры от ее центра должно быть
меньше 25 000 км.
В орбитальном отсеке станции «Венера-4» имелся трехкомпонент-
ный магнитометр с диапазоном измерений 50 гамм (5-Ю""4 эрстед) и
чувствительностью 2 гаммы, работавший вплоть до вхождения в
атмосферу Венеры на высотах нескольких сотен километров. При этом не
было зарегистрировано никакого магнитного поля, дипольный момент
которого составлял бы более 0,0003 от величины дипольного момента
Земли. Это подтверждается и результатами измерения заряженных
частиц, которые не обнаружили у Венеры никакого радиационного пояса,
подобного земному. Интенсивность космических лучей остается
постоянной вплоть до высот около 5000 км, после чего она начинает постепенно
убывать за счет экранирования части изотропного потока планетой.
МАРС
Общие характеристики, полученные путем наземных наблюдений
[114]. Марс, как и Земля, имеет чрезвычайно изменчивые физические и
оптические характеристики. Прежде всего, это изменчивые белые пятна
в полярных областях планеты. Южная полярная шапка в конце зимы
может достигать 42° широты и полностью исчезает к концу лета. Северная
полярная шапка никогда не простирается южнее 55° и редко исчезает
летом полностью. Это различие объясняется сравнительно большим
эксцентриситетом орбиты Марса — 0,093. Полярные шапки состоят,
по-видимому, из обычного снега, имеющего температуру менее 250° К. Отра-
197

жательная способность равна 0,4—0,5, когда снег только что образовался
и 0,3—0,4, когда он старый.
Атмосфера обычно имеет своеобразную «голубую дымку»,
достаточно прозрачную вблизи красного края спектра. Исключением является
край диска, где оптическая длина пути является большой. Для длин
волн от 4250 А до 4500 А — в зависимости от степени замутненности —
дымка временами затемняет всю поверхность. В редких случаях,
имеющих место в особенности вблизи противостояния, дымка практически
исчезает, так что оказывается возможным различать детали поверхности
и на длинах волн порядка 4250 А. Часто в атмосфере Марса
наблюдаются локальные области повышенной оптической плотности, так
называемые «голубые облака», видимые только сквозь голубой фильтр.
Обычно эти облака появляются в областях местного утра, исчезают в
полдень и вновь возникают вечером. Появляются далее в атмосфере
Марса и другие формы неоднородностей — более плотные «белые
облака», появляющиеся в моменты, когда планета бывает вблизи афелия, и
наблюдаемые на всех длинах волн менее длин волн красной части
спектра, но наиболее отчетливо — в голубой части спектра. Обычно они
появляются в конце дня. Эти облака бывают менее белыми, чем земные
облака, но бывают временами столь же яркими, как и полярные шапки
Марса. Беловатые области, наблюдаемые на утреннем краю диска Марса,
обычно исчезают в течение двух часов после восхода Солнца, и
представляют собою, по-видимому, заморозки на грунте планеты. Голубая
дымка, голубые облака и белые облака — все это может являться
вариациями того же самого явления — конденсации льда в верхней
атмосфере *.
Совершенно иным явлением представляются желтые облака,
которые трактуются сейчас как пылевые бури. Они бывают иногда
локализованными, но известны случаи, когда они на несколько дней покрывают
желтой завесой большие пространства и после своего исчезновения
оставляют временные изменения во внешнем облике планеты в сторону
сглаживания контрастов между более темными и светлыми областями.
Наиболее часто желтые облака появляются тогда, когда планета близка к
перигелию, что создает затруднения для ее наблюдений в наиболее
удобное для этого время (в моменты великих противостояний)
максимального сближения Земли и Марса. Эти облака невидимы в голубом свете,
очевидно, по той причине, что выше их лежит голубая дымка. Зато в
желтом свете они столь же ярки, как и полярные шапки.
Собственно поверхность Марса представляет собою комбинацию
темных и светлых областей и полос с заметными вариациями яркости
как в темных, так и в светлых областях. Темные области покрывают
приблизительно четвертую часть южного полушария — в основном
между экватором и 60° ю. ш. В северном полушарии темных областей
"значительно меньше — всего около одной пятнадцатой части площади
полушария. Наиболее темными эти области бывают весной и летом.
Альбедо Марса [114]. Альбедо планеты сильно зависит от размеров
полярных шапок и от погоды. Долгопериодические вариации могут
изменять яркость в полтора раза (1,56 : 1), но столь большие вариации
сравнительно редки и бывают обусловлены изменениями площади полярных
шапок, главным образом южной, и облаками. Наблюдаемая яркость
изменяется также и при вращении планеты за счет различия в соотношении
площадей ярких и темных областей. Суточные вариации составляют по
одним источникам ±20%, по другим — вдвое меньше.
Для нормальной плотности дымки значения альбедо, как функции
длины волны, даются на рис. 1. 9. 9.
* На одной из фотографий, полученных с помощью «Маринер-4», такое белое
облако различается над горизонтом.
198

Большое увеличение альбедо с длиной волны является результатом
характерного красного цвета планеты. Имеются данные о том, что в
диапазоне А,=0,70-^0,84 мк альбедо возрастает в 1,4 раза, в то время
как другие данные говорят о том, что при длинах волн более 0,7 мк
увеличение не имеет места. Как видим, в этом отношении имеется большая
неопределенность и для инженерного проектирования следует принимать
о,з
%о,г
1
OJ
^
Геометрическое
альбедо N
Яль5едо по
Расселу- банду^
*у
*У
' *
у
У
S
А
if'
/
>J
У
г
у
/
У
3000 ШО 5000 6000
Длина 5олны{Х\
7000
Рис. 1.9.9. Спектральные кривые альбедо Марса [114]
в расчет указывавшуюся выше величину вариации в 1,56 раза для
умножения на нее средних значений, даваемых приведенными кривыми, и для
некоторого сглаживания их с целью уменьшения изменений с длиной
волны.
Относительные вариации полной яркости с фазовым углом
приведены на рис. 1.9. 5.
Поскольку Марс не наблюдается с Земли при фазовых углах более
48°, кривая экстраполирована за
пределы этой величины согласно земной
кривой. Подобно Земле и Венере
Марс, видимо, является более голубым
при больших фазовых углах.
Отражательная способность
поверхности. Если освещенная Солнцем
часть орбиты спутника находится
в основном под северным полушарием,
то для используемой отражательной
•способности достаточно
отражательной способности светлых областей.
Рис. 1.9.10 [114] дает наблюдаемую
нормальную отражательную
способность, как функцию длины волны для
типично светлых областей Марса,
наблюдаемых в центре диска при
противостоянии.
На рис. 1.9. 11 [114] дается
полярная диаграмма отражательной
способности светлых областей в плоскости
падения для X=0,62 мк для
нескольких углов падения. Общий характер отражательной способности для
более красной части спектра является, видимо, несколько более близким
I
i
U,J
0,2
0,1
ом
0,5 0,6
Длима волны [мл]
Рис. 1.9.10. Спектральная
отражательная способность светлых
областей Марса [114]
199

к ламбертовскому. (Для совершенного ламбертовского отражателя
кривые на рис. 1.9.11 были бы полуокружностями одного и того же
радиуса.)
В южном полушарии темные области уменьшают среднюю
отражательную способность примерно на 15% в красном краю спектра. В синей
части спектра никакого ослабления не ощущается.
Более сильное рассеивание, обусловленное голубой дымкой, и
пониженная отражательная способность грунта приводят к существенным
различиям в отражательных характеристиках в синей части спектра..
Так, например, во время противостояния диск Марса имеет монотонную
яркость в голубом свете при удалениях от центра почти до 0,8R. В целом
можно полагать, что рассеивающие характеристики дымки более или
менее аналогичны характеристикам дымки и пыли в земной атмосфере.
Рис. 1.9.11. Угловое распределение отражательной способности (в
плоскости падения) светлых областей поверхности Марса [114]
Разница, возможно, заключается в более сильном поглощении в
марсианской атмосфере.
В редких случаях, когда дымка кажется исчезнувшей, форма
полярной диаграммы отражения для голубой части спектра напоминает, по-
видимому, соответствующие кривые для желтого и красного света.
Правда, величины отражательной способности в голубой части спектра
остаются весьма низкими. В другом крайнем случае, когда появляются белые
или желтые облака, отражательная способность, в общем, возрастает и
угловое распределение отраженного света становится менее
ламбертовского.
Очевидно, для облаков должны быть приняты некоторые допущения
при оценке величины отраженной радиации, но располагаемая
информация является только качественной и слишком противоречивой. Наблюде*
ниями установлено существование белых облаков протяженностью около
2000 км, а фотографии обнаруживают существование ярких желтых
облаков, покрывающих планету в диапазоне широт 40—55°. Для оценок
рекомендуется брать для белых облаков 30-процентную отражательную
способность в большей части спектра (аналогично земным облакам), а
для желтых — 30-процентную отражательную способность для большей
части спектра, исключая синюю и фиолетовую области.
Излучение марсианского неба. Излучение неба в значительной мере
200

аналогично излучению неба для окрестностей Земли. Различие
заключается в том, что вместо одной Луны Марс имеет два естественных
спутника — Фобос и Деймос, имеющие диаметры около 16 и 18 км и радиусы
орбит 9370 и 23 500 км соответственно. Отражательные характеристики
их могут быть приняты теми же самыми, что и характеристики Луны.
Сейчас нет экспериментальных данных, которые говорили бы, что
на Марсе есть полярные сияния и свечение ночного неба, но результаты
зонда «Маринер-4», не обнаружившего у Марса магнитного поля,
говорят о том, что полярных сияний там не должно быть. Свечение ночного
неба, видимо, существует.
Тепловое излучение Марса характеризуется распределением
температур по диску планеты, приведенным на рис. 1.9. 12.
8 10 12 1Ь 16 18
Местное время \чась/\
го гг 2ь
Рис. 1.9.12. Зональное распределение (через центр диска) теплового
излучения Марса для различных атмосферных условий [114]
Наблюдения, выполненные во время одного из редких прояснений,
показывают, что различия в температурах в центре диска и на его
восточном и западном краях становятся существенно меньшими.
Наблюдения, выполненные в условиях существования больших желтых облаков,
дают наличие постоянных температур порядка —25° С во всем
диапазоне долгот, занимаемом облаками. Это создает впечатление, что тепловое
излучение исходит из самих облаков, взвешенных на определенной
высоте в марсианской атмосфере.
Возможно, что когда желтые облака скрывают детали поверхности,
весь Марс имеет одинаковую радиационную температуру примерно того
же порядка. Белые облака существуют, очевидно, на больших высотах —
до 20 км и выше — и в соответствии с предполагаемым распределением
температур в атмосфере Марса их температура должна быть порядка
—70° С-—80° С.
Все приведенные выше данные о тепловом излучении Марса
основаны на измерении излучений, проходящих сквозь инфракрасное окно
пропускания земной атмосферы. Похоже, что спектр излучения Марса
довольно близок спектру излучения абсолютно черного тела. Однако
имеющийся в атмосфере Марса углекислый газ может вызывать
глубокий провал в спектре в области между 14 и 16 ж/с в излучении,
приходящем из более теплых областей, и пик в том же самом диапазоне длин
волн в более холодных областях. Это может быть обусловлено
поглощением и переизлучением С02.
201

Относительно природы поверхности Марса последнее время
получила широкое распространение гипотеза, согласно которой наружный
покров Марса состоит из красно-бурого материала тонкой дисперсной
структуры [56]. Различного рода измерениями подтверждается, что это,
по всей вероятности, либо минерал лимонит (Fe203+nH20), либо крас-
ноцветные грунты и горные породы, сильно пигментированные этим
соединением. Спектрофотометрические исследования, которые дают
наиболее полные данные, при сопоставлении отражательной способности
поверхности Марса с соответствующими характеристиками различных
земных пород также подтверждают эту гипотезу.
Изучение радиолокационной отражательной способности различных
областей поверхности Марса позволило обнаружить возрастания
отражательной способности в некоторых темных областях [138]. Величины
общей отражательной способности ярких областей оказываются
совместимыми с лимонитовой природой поверхности Марса лишь в том случае,
•если она имеет порошкообразную структуру на глубину до нескольких
метров. Темные области могут быть также порошкообразными на
глубину до нескольких метров, но степень их пористости меньше, чем у ярких
областей.
Если это предположение о составе и структуре поверхности Марса
справедливо, то пассивные микроволновые наблюдения на волне
менее 1 см относятся к глубинам, где суточные вариации
пренебрежимо малы.
Результаты прямых измерений физических характеристик Марса.
Дополнительные экспериментальные данные о Марсе базируются в
основном на результатах, полученных при запуске космического аппарата
«Маринер-4». Все эти результаты получены 14—15 июля 1965 г., когда
космический аппарат проходил вблизи Марса (наименьшее удаление от
поверхности Марса составляло 9 850 км). Программа эксперимента
предусматривала получение серии изображений поверхности Марса, прямое
измерение физических характеристик планеты и ее окрестностей
(магнитного поля, концентрации ионов, захваченной радиации, космических
лучей и солнечной плазмы, метеорного вещества), а также получение
информации о Марсе путем наблюдения покрытия космического аппарата
планетой (прохождения его за планетой). Из общего перечня
аппаратуры до подлета к Марсу вышла из строя ионная камера и эта часть
программы осталась невыполненной.
Одним из основных экспериментов программы было получение
телевизионных изображений поверхности планеты. Общая схема
распределения серии полученных изображений по поверхности дается на
рис. 1.9. 13. В данном случае нет необходимости приводить все
полученные снимки, оказывается возможным ограничиться двумя, наиболее
интересными. На рис. 1.9. 14 дается изображение края планеты с белым
пятном над горизонтом, которое трактуется, как светлое облако в
атмосфере планеты. Второе изображение, приведенное на рис. 1.9.15, дает
типичный вид поверхности Марса.
Этот снимок показывает, что наиболее характерной особенностью
марсианской поверхности является наличие большого количества
кратеров, отсутствие горных цепей и существенных различий .в окраске
областей/Высота отдельных кратеров оценивается равной менее 100 м. В
общем, марсианская поверхность оказалась весьма похожей на лунную
поверхность, а не на поверхность Земли. Не обнаружены и марсианские
каналы и «волны потемнения», не исследована детальная структура
светлых и темных областей. Некоторые исследователи не считают этот
вопрос решенным в отрицательном смысле, точно так же, как не
исключается и наличие некоторых особенностей в характере поверхности,
отличных от тех, которые наблюдаются на снимках зонда «Маринер-4» —
202

ведь полученные снимки охватывают всего около 1% общей площади
поверхности Марса.
Вывод об отсутствии на Марсе крупных гор согласуется с
некоторыми результатами наземных наблюдений: при наклонном освещении
поверхности никогда не обнаруживается в области терминатора ни
светлых пятен в темной области, ни темных — в светлой области, что
неизбежно должно бы иметь место в случае наличия значительного рельефа.
Отсутствие резких топографических образований, горных цепей,
разломов и т. д. свидетельствует об отсутствии в коре планеты внутренних на-
Рис. 1.9.13. Области марсианской поверхности,
сфотографированные межпланетным зондом «Маринер-4»
пряжений [138]. Наряду с малой величиной магнитного поля и малой
плотностью атмосферы это приводит к заключению, что поверхность
Марса исключительно стара и неизменна как в смысле метеорологических,
так и внутренних взаимодействий.
Классические данные, полученные наземными методами, указывают
на то, что в глобальном смысле экваториальные области Марса
расположены на несколько километров выше полярных. В континентальном
масштабе не имеется никаких доводов, которые говорили бы о том, что
темные области расположены выше или ниже светлых, которые считаются
пустынями. Наличие гор предполагалось на основании наблюдения в
отдельных областях белых пятен, которые могли бы быть или
орографическими облаками или инеем на высоких вершинах.
Фотографии, полученные с помощью зонда «Маринер-4»,
совершенно неожиданно выявили существование на Марсе кратеров размером от
3 до 200 км. Распределение кратеров и их морфология весьма похожи
на соответствующие характеристики высоких областей Луны. Различие
заключается в том, что на Марсе много меньше кратеров размером ме-
203

нее 30 км. Это предполагает наличие сглаживающих процессов, таких"
как воздействие ветра. Эрозия марсианской поверхности водой,
по-видимому, никогда не имела места.
Предполагается, что яркое пятно, расположенное над горизонтом
планеты, является продолжением большого белого облака,
достигающего горизонта или даже уходящего за горизонт. По этой части облака
возможно определить высоту его, которая оказалась порядка 30'—32 км.
Магнитное поле Марса [133]. Вопрос о том, имеет ли Марс магнитное
поле, а следовательно, и пояс радиации, является весьма существенным
Рис. 1.9.14. Поверхность Марса при фотографировании в
направлении горизонта и белое облако над горизонтом (ло
фотографиям, полученным с помощью зонда «Маринер-4»)
как с точки зрения понимания происхождения и эволюции Марса, так
и с точки зрения осуществления дальнейших этапов исследования Марса.
Магнитометр, чувствительность которого составляла 0,10 гамма, не
обнаружил присутствия магнитного поля в окрестностях планеты. Измерения
проводились циклами длительностью в 50,4 сек, в которых интервалы
между последовательными одновременными измерениями по трем осям
составляли 6,0; 3,6; 9,6; 31,2 сек, после чег^ цикл повторялся. В связи с
помехами, возникающими в процессе самой передачи, разрешение
полученных данных оказалось несколько хуже, чем разрешение самого
магнитометра, и составляло для каждой оси примерно 0,35 гамма.
Во время покрытия аппарата планетой никаких телеметрических
данных не поступало, но это обстоятельство не могло сказаться на
надежности полученного результата потому, что покрытие было не
длительным (54 мин) и, кроме того, оно имело место уже после того, как
аппарат прошел точку траектории, где его расстояние до Марса было
минимальным (рис. 1.9. 16).
Необнаружение магнитного поля в эксперименте с зондом
«Маринер-4» приводит к выводу, что максимальное дипольное поле Марса
может быть, по крайней мере, в 3-10~4 раза слабее магнитного поля Земли.
204

Это означает, что на магнитном экваторе, на поверхности планеты поле
не может быть более 100 гамм. Высота магнитопаузы в подсолнечной
точке должна быть не более 5000 км или l,5i?M. Это означает также, что
зона захваченной радиации может быть лишь исключительно малой и
слабой, а если дипольный момент равен нулю, то такой радиации в
окрестностях планеты не должно быть вообще.
Из этого факта следует, прежде всего, что если считать природу
магнитного поля обусловленной токами в жидком ядре планеты и учесть,
Рис. 1.9.15. Типичный вид поверхности Марса (по фотографии с зонда «Ма-
ринер-4»)
что скорости вращения Земли и Марса примерно одинаковы, то жидкое
ядро Марса должно быть очень малым, что подтверждает существующие
гипотезы. Недра планеты должны напоминать скорее недра Луны,
нежели недра Земли. Отсутствие магнитного поля заставляет предполагать
наличие непосредственного воздействия солнечного ветра на
марсианскую атмосферу.
На рис. 1.9.17 [86] приводится схема, соответствующая верхнему
пределу возможного магнитного поля Марса (по данным зонда «Мари-
нер-4»). i
Захваченная радиация [94]. Датчики аппарата не обнаруживали
существенного превышения интенсивности радиации до 15 час 20 мин
мирового времени 14 июля (см. схемы на рис. 1.9. 16 и 1.9. 17). В 15 час
20±10лшя датчики, чувствительные к протонам с энергией 0,50—11 Мэв,
датчики, чувствительные к протонам с энергией 0,88—4,0 Мэв, и
датчики, чувствительные к электронам с энергией более 40 кэв и к протонам
205

с энергией более 550±20 кэв, начали регистрировать некоторое
превышение скорости счета над радиационным фоном межпланетного
пространства и продолжали его регистрировать вплоть до прекращения свя-
Рис. 1.9.16. Прохождение космического аппарата вблизи Марса и за
ним (К эксперименту с покрытием Марсом радиоисточника «Мари-
нер-4») [133]
зи с космическим аппаратом в 11 час 54 мин 15 июля. Эффект,
обнаруживавшийся в это время датчиком, чувствительным к электронам с
энергиями более 45 кэв и к протонам с энергией более 670±30 кэв, и датчиком,
чувствительным к электронам с энергией более 150 кэв и к протонам с
энергией более 3,1 Мэв, был слабым или отсутствовал вообще.
По-видимому, при этом имела место регистрация потока протонов (или более
Марс
20 10 0 / 10 ZO 30 40 50 60 70-Ю3^м1
А Солнцу
t
10
I
го
_i
60
_J
в
2(Г
Шсгнитопауза
Ударная
Зд волна
\W
А
В
\с
\з
\Е
\F
\G_
Июль
часы
гзн
ООН
от
0257
ОЗё!
ош
061L
1965
день
П
15
15
15
15
15
15
оС°
щг
70,2
т,в
1Щ1
Щ9
1Ь5(2
П5.8
R^km
15200\
13S60 I
18190 «
32110 \
Ь76Щ
б3520\
83¥80\
\50
60-703 [км]
Рис. 1.9.17. Схема возможного магнитного поля Марса (по данным «Маринер-4») [133].
0+—0+ —концы области покрытия; А, В, С, D, E, F, G — точки на траектории; #м—
расстояние до «Маринер-4»
тяжелых частиц) с энергетическим спектром от 0,5 до 0,9 Мэв. Считается,
что этот поток не связан с Марсом, поскольку временное и
пространственное распределение зарегистрированных частиц не отвечает тому, которое
должно было бы быть в случае, если бы эти частицы принадлежали к
радиационному поясу, но в то же время соответствует наблюдаемым обыч-
206

200 V
i
!
ко в межпланетном пространстве возрастаниям интенсивности за счет
выброса протонов Солнцем.
Атмосфера Марса. Зондирование атмосферы Марса осуществлялось
путем наземной регистрации радиоизлучения на частоте 2 300 Мгц [138].
Наблюдения, выполненные во время покрытия радиоисточника
планетой, позволили прийти к выводу, что основным компонентом нижней
атмосферы Марса является С02. Результаты эксперимента согласуются
с величинами температуры порядка 175° К и давлением у поверхности
порядка 5,5 мбар (для послеполуденного времени). Максимальная
концентрация электронов оценивается для этого времени равной
9-Ю4 электрон - смтъ и
расположенной на высоте 124 км %50\
(рис. 1.9.18).
Экспериментальные
данные, относящиеся к моменту
появления космического
аппарата из-за ночной стороны
планеты (непосредственно
перед местным рассветом),
указывают на несколько более
высокие величины давления
у поверхности (около 6 мбар)
и температуры — порядка
220° К. В этом случае не было
зарегистрировано никаких
ионосферных характеристик,
которые давали бы величину
электронной концентрации.
Содержание водяных
паров в единичном столбе
воздуха над полярными
шапками оценивается равным
0,3- Ю-4 г-см~2, а максимальное содержание льда в облаках — порядка
0,5- Ю-5 г-см~2. Такое содержание кристаллов должно создавать скорее
впечатление дымки, нежели облака. Слой инея на полярных шапках
должен при этом иметь толщину порядка 1 мм.
Марс настолько холоден, что водяные пары, выделявшиеся в его
атмосферу, должны были собираться в виде льда на его поверхности,
возможно, прикрытого в настоящее время слоем пыли (эта гипотеза
высказывалась ранее советскими авторами). В отсутствии жидкой воды
углекислый газ, не теряясь на образование геологических отложений, как это
имело место при образовании земных известняков, накапливался в
атмосфере до его современных концентраций. Общее содержание
выделившейся углекислоты должно быть на Марсе примерно в тысячу раз ниже,
чем это имело место на Земле, а поскольку эта компонента выделяется
в основном в результате вулканических процессов, то логично прийти
к выводу, что и вулканическая активность на Марсе была в тысячу раз
слабее, нежели на Земле. Эксперимент с радиопокрытием дал несколько
неожиданные выводы, касающиеся, в частности, очень низких значений
параметров нейтральной атмосферы — температуры, давления и
плотности, а также преобладания ССЬ, которые заставили пересмотреть
многие из существовавших ранее представлений [119], [95].
Степень отклонения полученных данных от тех, которые считались
вероятными всего несколько лет назад, можно представить, если
вспомнить, что еще недавно Келлог и Саган [43] считали, что атмосферное
давление около поверхности Марса должно составлять около 85 мбар и вдвое
меньшую величину давления считали маловероятной. Спектральные изме-
Концентрация \электрон*см~з\
Рис. 1.9.18. Профиль концентрации электронов
в ионосфере Марса [138]
207

- модельные температуры
-температуры по I модели
Праблакара и Хогана [fPSSe]
рения вскоре заставили уменьшить эту величину в несколько раз, а
данные зонда «Маринер-4» заставляют снизить его более чем в —20 раз.
Здесь следует также отметить, что различие между величинами
давления, принятыми Саганом (получены фотометрическими и
поляриметрическими методами), и величинами давления порядка 25 мбар,
полученными спектрометрическим путем, может быть объяснено наличием в
атмосфере Марса аэрозоля, который сказывается на величине измерений,
полученных первыми методами, и не сказывается на величинах,
полученных спектроскопическим
методом [92].
Модель атмосферы Марса.
На основании полученных
данных и теоретических .моделей
марсианской атмосферы была
построена модель параметров
нейтральной атмосферы Марса,
учитывающая температурные
вариации вблизи поверхности
планеты [95].
Свойства нейтральной
атмосферы вычислялись по
средним величинам давления
у поверхности и среднему
молекулярному весу, полученным
в эксперименте с
радиопокрытием космического аппарата,
а также на. основании
граничных условий для
конвективного и радиационного
равновесия. Конвективное
равновесие предполагалось
простирающимся от поверхности до
тропопаузы, высота которой -
изменяется с изменением
температуры поверхности по
линейному закону. Радиационное
равновесие считается существующим от тропопаузы до высоты 50 км,
выше которой имеет место изотермия (175°К). Вычисления выполнены
для нескольких температурных профилей, каждый из которых
начинается с некоторой величины температуры (от 175 до 325° К) и которые
предполагаются существующими на дневной стороне Марса (рис.
1.9.19).
Исходные данные для вычисления модели были получены на
основании приема радиосигналов передатчика космического аппарата,
проходивших по касательной к поверхности Марса сквозь его атмосферу как
в момент входа, так и в момент выхода его из-за планеты (см. рис.
1.9. 16). При этом индекс преломления среды был отличным от индекса
преломления межпланетного пространства и в результате этого имело
место изменение скорости распространения сигнала и искривления
радиолуча. Поскольку траектория была известна, измеренные фазовые
изменения позволили вычислить преломляющую способность атмосферы и
ионосферы Марса в предположении, что атмосфера сферически симметрична
и преломляющая способность зависит исключительно от высоты слоя,
сквозь который проходит радиолуч. Эффекты, обусловленные
нейтральной и ионизированной компонентами, оказалось возможным разделить.
Между преломляющей способностью и плотностью атмосферы
неизменного состава существует линейная связь. Вычисления были проведе-
175 200
225 250 275 300
Температура [°К]
Рис. 1.9.19. Теоретическое распределение
температуры атмосферы Марса с высотой [95]
208

ны для различных моделей, в которых предполагается, что
преобладающей составной частью атмосферы является С02. Это допущение следует
из того, что спектрометрические данные о парциальном содержании
углекислого газа, полученные путем наземных измерений, практически
равны полному содержанию газа, полученному по данным зонда «Мари-
нер-4» (4—6 мбар у поверхности планеты).
Принимавшиеся для расчетов модели были следующими:
1) 100% С02; 2) 80—100% С02 и 0—20% N2 или Аг (в любой
пропорции); 3) равенство парциальных давлений С02 и Аг. В результате были
получены следующие варианты характеристик атмосферы Марса вблизи
поверхности планеты (табл. 1.9.2).
Таблица 1.9.2
Модель.
1
2
3
(Среднее значение
Плотность
[г-см—Ц
(1,43 ±0,1)10~5
(1,5±0,15)Ю-5
(1.75±0,10)10-б
1,59x10-5
Концентрация
[частиц-с м~3]
(1,9±0,1)1017
(2,1 + 0,2)1017
(2.5±0,15) 1017
2,22x1017
Температура Т
[°К]
180±20
175 ±25
170 ±20
175
Давление
[мбар]
4,9±0,8
5,1±1.1
6,0±1,0
5,55
Концентрация вычислялась, исходя из плотности q и средней
молекулярной массы т:
N=Qm,
а температура — из выражения
T=Hp-mg/k,
где Нр — масштаб высоты для давления (определен по
экспериментальным данным);
g — ускорение тяготения на поверхности Марса и
k — постоянная Больцмана.
Давление вычислялось по концентрации и температуре
p=NkT.
Экспериментальные данные не обнаруживают изменения масштаба
высоты Нр атмосферы вплоть до уровня 30 км. Но если в диапазоне
высот от 0 до 30 км Нр постоянен, то наиболее вероятным объяснением
этого является постоянство молекулярного веса и температуры
атмосферы в этом диапазоне. Постоянство температуры не является в данном
случае неожиданностью, предположения о изотермичности стратосферы
Марса высказывались многими авторами и ранее. В предположении, что
имеет место радиационное равновесие и что длинноволновая радиация
поглощается С02, была вычислена температура марсианской
стратосферы, которая получилась равной 170° К.
Несколько неожиданным является вывод об отсутствии
адиабатического градиента температуры вблизи поверхности Марса, где следовало
бы ожидать существование конвективного слоя. Весьма возможно, что
конвективный слой настолько тонкий, что его не удалось различить.
В этом случае все данные, приведенные в табл. 1. 9. 2, как относящиеся к
•слою, расположенному непосредственно около поверхности, на самом
деле могли бы относиться и к границе между конвективным и
изотермическим слоем. Имея в виду сделанные выше замечания о характере
марсианского рельефа, можно прийти к заключению, что имеется
вероятность существования такого слоя, не превосходящего 100 м по толщине.
Сопоставление температуры атмосферы вблизи поверхности Марса
с температурами поверхности, полученными для соответствующих усло-
14 2377
209

1»
I
10
10'
Lz/Z^K
Y\^225°K
325°к\ \J"
27J°K\
1 .
—модельные данные для
различных температур
вблизи поверхности
зкспериментальпая
кривая
\\ \\\ 1
\\ \v^\ !
\ \ \V \
\ X—1 V°\
\ \* V\
\ \ \\
\ \ \
\ \ ^
\ \
1 1 i Л—1
10 20 30 W 50
Высота [км]
Рис. 1.9.20. Теоретическое распределение
плотности атмосферы Марса с высотой для различных
температурных условий
/О
20 30 40
8ысота[км\
50
Рис. 1.9 21. Теоретическое распределение
давления в атмосфере Марса для различ*
ных температурных условий

вий наземными методами во время противостояния, показывает, что
температура поверхности на 65° выше температуры атмосферы. Это
является дополнительным доводом в пользу некоторой вероятности того, что в
непосредственной близости от поверхности температура воздуха может
быть несколько выше той, которая получена в эксперименте с
радиопокрытием зонда «Маринер-4».
Структура атмосферы Марса может быть дана распределением по
высоте температуры, давления, плотности и молекулярной массы.
Профили давления и плотности были вычислены по плотности вблизи
поверхности и по известному распределению по высоте температуры и
молекулярной массы. Для построения описываемой модели [95] Б
диапазоне высот 0—50 км строились температурные профили, начинающиеся от
нескольких выбранных величин температуры воздуха вблизи
поверхности. Эти выбранные значения были в диапазоне 175—325° К. Величины
плотности у поверхности и независимость распределения молекулярной
массы от высоты и температуры были приняты на основании результатов
эксперимента с радиопокрытием зонда «Маринер-4».
Предполагается, что основными процессами, влияющими на
вертикальное распределение температуры в атмосфере Марса, являются ИК
радиация и конвекция. При этом в нижнем слое возникает
неустойчивость и развивается конвекция. Выше тропопаузы или верхней границы
конвективной неустойчивости ИК радиация обеспечивает устойчивый
температурный градиент. Как уже отмечалось, результаты, полученные с
помощью зонда «Маринер-4», не исключают появления процессов как
радиационного, так и конвективного равновесия, что и делает
возможным использование этих теоретических предпосылок при построении
температурных профилей.
Теоретические расчеты показывают, что в атмосфере Марса не
должны возникать никакие температурные максимумы, которые могли бы
быть обусловлены поглощением УФ радиации озоном или ИК'радиации
углекислым газом. !';n'v
Не останавливаясь на деталях теоретических рассуждений,
связанных с построением моделей, и на некоторых их противоречиях с
экспериментальными данными, приводятся распределения "температуры,
давления и плотности (рис. 1.9.20 и 1.9.21) атмосферы Марсагв
зависимости от высоты. Отдельные кривые даются для различных заданных
температурных условий и, кроме того, на рис. 1.9.20 (для плотности)
дается и кривая распределения плотности, полученная
по''экспериментальным данным.
14*

Часть II
ВНЕШНИЕ ВОЗДЕЙСТВИЯ НА МАТЕРИАЛЫ
И АППАРАТУРУ КОСМИЧЕСКИХ АППАРАТОВ
Космическим аппаратам приходится сейчас работать в течение более
или менее длительного времени в условиях, соответствующих высотам
более 160—200 км. На меньших высотах длительное существование
спутников невозможно из-за сопротивления атмосферы их движению, а в
процессе ракетного зондирования время нахождения в космических условиях
бывает столь коротким, что необходимость специального учета
воздействия их на материалы и конструкции практически не возникает.
При оценке воздействия космических условий на аппаратуру и
материалы следует учитывать два обстоятельства. Первое заключается в
том, что многие параметры изменяются весьма значительно во времени и
пространстве, причем эти изменения не всегда оказывается возможным
предсказать достаточно точно. Второе заключается в том, что
экспериментальные данные о воздействии получены в большей части в наземных,
экспериментальных условиях, что может быть или грубым
приближением к действительности или же может учитывать влияние лишь одного
какого-либо фактора, а не того реально существующего комплекса
внешних воздействий, которые имеют место в космосе. Более того, очень
часто в экспериментальных данных имеет место довольно широкий разброс
величин. Все это вместе взятое заставляет рассматривать оценки
степени воздействия космических условий на аппараты как ориентировочные.
В данном случае не предполагается рассматривать такие
специфические воздействия, как вибрации и механические нагрузки на участках
выведения космических аппаратов или же тепловые нагрузки, имеющие
место в процессе входа в атмосферу. Очень конспективным является и
рассмотрение тепловых воздействий, методов решения проблем
обеспечения теплового баланса и пассивного терморегулирования. Совершенно
не рассматриваются такие важные с точки зрения обеспечения
нормальных условий работы проблемы, как активное терморегулирование и
проблемы ориентации положения спутников по отношению к Земле или
Солнцу. Не рассматриваются также и способы стабилизации космических
аппаратов.
2.1. ТЕПЛОВОЙ РЕЖИМ
Тепловой режим рассматривается здесь лишь применительно к
стационарным условиям работы космических аппаратов. В специальных
условиях, например, при вхождении космических кораблей в атмосферу
тепловые нагрузки бывают несравненно более интенсивными, но
кратковременными, и проблема обеспечения нормального теплового режима и
сохранения космического аппарата решается в этом случае
специальными конструктивными и техническими методами: применение абляционных
покрытий, выбор оптимальных траекторий и т. п.
212

Возрастание интегрального радиационного потока за счет
коротковолнового излучения, поглощаемого в атмосфере, при расчетах теплового
баланса в отдельных случаях может не учитываться вследствие его
малости — всего около 10% от общего потока, но здесь следует иметь в
виду, что для некоторых покрытий именно эта коротковолновая часть
поглощается наиболее интенсивно и в этом случае она сразу же становится
важной составной частью радиационного баланса космического
аппарата. Существенной особенностью является большая освещенность в'
особенности при соответствующих параметрах орбиты (например —
высокие орбиты и полярные, расположенные в плоскости, перпендикулярной
направлению на Солнце).
Интегральные своистоа
400
i
i,
I
Поглощение в
, диапазоне
tZOOV 0_д
\ солнечной
энергии
1000
800
600
ЧОО
гоо
Черное
тело"~
0,2
Длина волны \мк\
Рис. 2.1.1. Спектральные и интегральные (от 0 до X) радиационные
характеристики некоторых покрытий [139]
Разумеется, опасность нагрева материалов заключается не в
возможности их расплавления. В этом смысле еще данные, полученные при
запуске первого спутника, показали, что диапазон изменения
температуры близок к тем обычным величинам, которые мы имеем в естественных
условиях на Земле. Сложнее другое. Изменения свойств материалов под
действием других причин (например, вакуума) могут очень резко
зависеть от изменений температуры. Именно это обстоятельство и вызывает
необходимость учета температурных изменений. Необходимо учитывать
далее, что воздействие космических условий — улетучивание материала
и эрозия —вызывает ухудшение радиационных характеристик.
Способность поверхностей к излучению, поглощению и отражению будет
изменяться в результате удаления в вакууме защитных газовых и окисных
пленок, имеющих толщины, соизмеримые с длинами световых волн.
Для быстрых прикидочных расчетов вместо детальных
спектральных характеристик покрытия используются их интегральные формы, где
ордината на некоторой длине волны % будет изображать собою полную
энергию, поглощенную (или излученную) в диапазоне 0—Х (рис. 2. 1. 1).
Что касается данных о самом потоке солнечного излучения, то для
большинства задач могут быть использованы таблицы, дающие
распределение энергии по достаточно узким спектральным участкам как в
абсолютных единицах вт-м'2, так и в процентах от общего потока энергии
213

(табл. 2. 1.-1). Последний столбец представляет собою количество
энергии (в % к общему потоку) в спектральном диапазоне от 0 до Я.
Следует заметить далее, что использование поглощательной способности а3
для вычисления альбедо покрытий справедливо только для серого тела,
а для реальных покрытий такое допущение ведет к существенным
ошибкам.
Для представления о роли остальных источников энергии, помимо
электромагнитного излучения Солнца, в табл. 2.1.2 приводятся
абсолютные величины потоков энергии различного происхождения.
Таблица 2.1.1
Спектральное распределение солнечной радиации
за пределами атмосферы [1391
АХ 1
[ммк]
0—225
225—250
250—275
275—300
300—325
325—350
350—375
375—400
400—425
425—450
450—475
475—500
500—525
525—550
550-575
575—600
600—650
650—700
700—750
[вт-м~2]
0,41
1,40
4,20
11,17
19,10
28,32
30,87
30,54
46,93
48,00
54,12
51,77
48,50
49,15
47,91
47,44
86,49
78,78
71,02
%
' 0,03
0,10
0,30
0,80
1,37
2,03
2,20
2,19
3,36
3,44
3,88
3,71
3,47
3,52
3,43
3,40
6,19
5,64
5.09
Общий %\
0—X
0,03
0,13
0,43
1,23
2,60
4,63
6,83
9,02
12,38
15,82
19,70
23,41
26,88
30,40
33,83
37,23
43,42
49,06
54,15
АХ
[ммк]
750—800
800—850
850—900
900—950
950—1000
1000—1050
1050—1100
1100—1500
1500—2000
2000—2500
2500—3000
3000—3500
3500—4000
4000—4500
4500—5000
5000—6000
6000—7000
7000—ОО
[вт-м~2]
63,56
56,65
50,36
44,72
39,71
35,07
31,63
156,95
80,90
35,07
17,45
9,62
5,68
3,72
2,28
2,79
1,47
2,65
%
4,55
4,06
3,61
3,20
2,84
2,51
2,27
11,24
5,80
2,51
1,25
0,69
0,41
0,27
0,16
0,20
0,11
0,19
Общий %
0-Х
58,70
62,76
66,36
69,56
72,40
74,91
77,18
88,42
94.22
96,73
97,98
98,67
99,08
99,34
99,50
99,70
99,81
100,00
В целях создания наиболее эффективных с точки зрения обеспечения
теплового режима космических аппаратов ведутся интенсивные поиски
красителей. Так, например, сообщается [85] о разработке стойкого белого
красителя на базе полиморфного кварцевого плавленого стекла (corning
7941), которое имеет необычайно низкую поглощательную способность
(0,08 для солнечного света) и высокую излучательную способность,
равную для полусферы е^=0,77. Разрабатываются и другие красители,
близкие по своим свойствам (структуре) к этому стеклу.
Экспериментальное изучение теплового баланса является одним из
самых первых космических экспериментов, проводившихся с помощью
спутников. Достаточно сказать, что оно проводилось еще на первом
советском спутнике, на котором имелась система принудительной
циркуляции охлаждающего агента и телеметрическая передача которого
содержала информацию о температурном режиме спутника [2].
Аналогичные эксперименты проводились и американскими
исследователями [86] (применительно к проверке методов пассивного терморегу-
214

лирования), при этом осуществлялся температурный контроль различных
участков поверхности спутника на различных участках орбиты и что,
может быть, самое важное — в течение длительного времени. Последнее
обстоятельство связано с необходимостью оценки влияния длительного
пребывания в космосе на стабильность радиационных характеристик. В
течение первых трех дней своего движения по орбите спутник был
ориентирован, а в течение последующих одиннадцати дней спутник кувыркался.
Не останавливаясь на технических деталях проведенных экспериментов,
можно отметить следующее.
Таблица 2.1.2
Радиационный нагрев в космосе [139]
Источник излучения
Космические лучи
(галактические)
Радиационная зона:
, внутренняя
внешняя
Излучение солнца:
рентгеновское
излучение
дальний Уф
вакуумный Уф
ближний Уф
ближний Уф
солнечная постоянная
солнечный ветер
Солнечные вспышки:
космические лучи
(главные вспышки)
у-лучи
рентгеновское
излучение
солнечный ветер
полярные сияния
захваченные
электроны
Земля (1000 км):
альбедо
ИК радиация
Поток
[частиц-см?-сек—Ц
1
3X104
ЗХЮ8
—
—
—
—
—
—
102
—
—
—
104
—
юн
—
—
Диапазон
энергий
100 Мэв—50 Бэв
100 М&в
50 кэв
о
1—100А
100—1200 А
1200—2000 А
2000—3000А
3000—4000А
0—оо
10 Мэв
100 Мэв
200—500 кэв
0,1—ЮОА
20 Мэв
10 кэв (электр.)
50 кэв
3000—20 000А
50 000—5 000 000А
Энергия
[Эрг-смЪ-сек]
Следы
5
24
0,1
9
15—25
1.5ХЮ4
1,1ХЮ5
1,4x106
1,5хЮ-з
Возможно 104
2x10-5
1,0
0,3
4ХЮЗ
8000
0—5ХЮ5
2—ЗХЮ5
Типичные записи температуры поверхности обнаруживают
периодические (с периодом вращения вокруг Земли) вариации температуры в
диапазоне от +2—3°С (на ночной стороне Земли) до 1+65—70° С (на
дневной стороне Земли). Экспериментально измеренные вариации
температуры очень хорошо согласуются с теоретически рассчитанными на
основе общих принципов решения задачи теплового баланса спутников.
.Флуктуации температуры кувыркающегося спутника оказалось
возможным использовать для определения скорости кувыркания.
215

2.2. ПОТЕРИ ВЕЩЕСТВА В ВАКУУМЕ
Потери вещества, его сублимация в вакууме—это один из
специфических видов воздействия физических условий на материал космического-
аппарата. Те практические данные, которые были получены в наземной
практике, не могут быть целиком применены к использованию
космических аппаратов, прежде всего, потому, что вакуум, существующий в
космическом пространстве гораздо глубже того, который имеет место в тех
или иных вакуумных установках, а время работы в условиях вакуума
является несравненно большим.
Прежде чем переходить к изложению существа вопроса, следует
сделать также несколько других общих замечаний. При оценке степени
влияния вакуума на улетучивание вещества необходимо учитывать, что»
между данными, полученными в ходе наземных лабораторных
экспериментов, и действительными скоростями испарения веществ в вакууме
может иметь место существенная разница. Материал космического
аппарата облучается одновременно коротковолновой и корпускулярной
радиацией, что приводит к возбуждению электронных оболочек, а у
возбужденных молекул энергия химических связей оказывается существенна
меньшей. В особенности этот эффект следует учитывать для сильнопогло-
щающих материалов, используемых [139] для покрытий — например, для:
Fe203 и ZnO — веществ, очень сильно поглощающих УФ радиацию.
Скорость испарения может изменяться также под действием поверхностных.
натяжений в результате обеззараживания космических аппаратов,
посылаемых на Луну и на планеты. Короче говоря, результаты расчетов,
полученных по приведенным здесь формулам, так же как и
экспериментальные данные, приводимые в качестве справочного и иллюстративного
материала, следует рассматривать как сугубо ориентировочные, дающие
порядок величин. Известное расхождение может иметь место и по той
причине, что результаты испытаний приводятся в основном по зарубежным,
данным, а даже сравнительно небольшие различия в составе или
технологии могут в данном случае приводить к существенным различиям в
характеристиках.
Как физический механизм воздействия вакуума на материалы, так.
и большая часть цифровых данных, характеризующих это воздействие^
рассматривается ниже по работе [36]. В необходимых случаях
привлекаются другие литературные источники.
Как уже отмечалось, в наземной вакуумной практике большинство»
веществ испаряется настолько медленно, что потери его могут не
учитываться. Кроме того, следует иметь в виду, что в наземной практике
потери вещества, происходящие как за счет сублимации, так и (гораздо-
большие) за счет других процессов, не имеют столь большого значения,,
как в космосе, поскольку любая деталь или механизм легко могут быть
заменены. Скорость сублимации молекул неорганических веществ с
поверхности тела может определяться по формуле Лэнгмюра *
И7=(р/17,14) (М/Г)1/*,
где W — скорость сублимации г/см2 ■ сек;
* В литературе приведенная ниже зависимость встречается иногда под
названием «Формула Кнудсена—Лэнгмюра». В работе [2. 19] указывается на необходимость,
включения в эту зависимость множителя-а<1 —так называемого «коэффициента
аккомодации» или «коэффициента прилипания», учитывающего тот факт, что часть
испарившихся частиц в результате взаимных столкновений возвратится обратно на стенку,.
с которой они испарились. Таким образом, Wvcii=clW. В литературе имеются данные
по величинам коэффициента а для различных материалов. Но для грубых оценочных,
расчетов коэффициент ча может не учитываться, тем более, что ошибка, возникающая-
в результате такого допущения, приведет к увеличению запаса прочности.
216

p — давление паров материала мм рт. ст.; (для металлов
приводится на рис. 2.2. 1);
М — молекулярный вес паров материала;
Т — температура в °К.
Давление паров может быть получено по уравнению Клаузиуса—
Клапейрона:
R RT
Где С — константа;
R — универсальная газовая постоянная;
Lo — скрытая теплота испарения при Г=0.
Иногда уравнение для Р записывается в виде \gP=A—В/Т, где А и
В — компоненты.
Уравнение для скорости
убывания толщины стенки
материала имеет при этом
вид:
5=l,85a06(PQ)(.M/7)1/2,
где S — скорость убывания
толщины стенки в
см-год~1\
q — плотность твердого
материала в г-см '
остальные обозна
чения прежние.
Следует отметить,
приведенные выше
мости дают величины W и
5 при условии, что ни
одна молекула не
возвращается на поверхность
материала. Очевидно, что при
столкновениях молекул
материала с молекулами
внешней среды, часть молекул
возвращается обратно и
общая скорость сублимации
материала будет тем меньше, !
чем выше плотность окружающей среды. Таким образом приведенные
зависимости дают предельные значения определяемых величин. Кроме
того, следует отметить, что величины W и 5 увеличиваются с ростом
температуры, хотя формально зависимость должна была бы быть обратной.
Дело в том, что давление паров материала увеличивается с ростом
температуры значительно более резко, чем Г1/а.
Результаты расчетов, выполненных для основных металлов и
полупроводников, приведены в табл. 2. 2. 1. В ней даны значения температур,
при которых толщина поверхности материалов будет уменьшаться на
различную величину в течение года за счет сублимации материала в
вакууме.
Из таблицы, в частности, следует, что при температурах космических
аппаратов, которые могут ожидаться в космическом пространстве, такие,
обычно широко используемые для покрытий материалы, как цинк и
кадмий, будут сублимировать довольно быстро. Столь же быстро будет
сублимировать селен, используемый иногда в фотоэлементах.
Сублимация некоторых материалов может не иметь существенного
з.
i
ЧТО 4s
зависи- «^
200 600 1000 1Ш 1800 2200 2600 ЗОЮ
Температура^ к]
Рис. 2.2.1. Давление паров металлов (для расчета
их испарения в вакууме) [36]
217

значения, если они используются в конструкциях, зато даже
незначительные скорости сублимации могут приводить к серьезным нарушениям в ре-
Таблаца 2.2.1
Сублимация металлов и полупроводников в высоком вакууме [36]
Элемент*
. Cd
Se
z*
:щ
Те
! Li
- Sb
Bi
Pb
In
Mn
Ag
Sn
Al
Be
Cu
Au
Ge
Cr
Fe
Si
Ni
Pd
Co
Ti
V
Rh
Pt
В
Zr
Ir
Mo
С
Та
Re
W
* Газооб
и Bi, молеку
Температуры °С, при которых материал
сублимирует на
10—5 см-год—1
40
50
70
ПО
130
150
210
240
| 270.
400
450
480
550
550
620
630
660
660
750
770
790
800
810
820
920
1020
1140
1160
1230
1280
1300
1380
1530
1780
1820
1880
разные молекулы
лы которых приш
10—3 см -год—1
80
80
130
170
180
210
270
320
330
500
540
590
660
680
700
760
800
800
870
900
920
940
940
960
1070
1180
1330
1340
1420
1500
1500
1630
1680
2050
2050
2150
приняты одноатом
1ты двухатомными
10—1 см -год—1
120
120
180
240
220
280
30
400
430
610
650
700
800
810
840
900
950
950
1000
1050
1080
1090
1100
1100
1250
1350
1540
1560
1640
1740
1740
1900
1880
2300
2300
2500
ными за исключен
Точка
плавления
°С
320
220
420
650
450
180
630
270
330
160
1240
960
230
660
1280
1080
1060
940
1880
1540
1410
1450
1550
1500
1670
1900
1970
1770
2030
1850
2450
2610
3700
3000
3200
3400
ием Se, Те, Sb
218

жиме или точности работы аппаратуры в случае, если, например, эти
материалы используются в виде тонких покрытий на оптике.
Таблица позволяет сделать также вывод, что многие материалы —
такие как алюминий, германий, кремний довольно устойчивы по
отношению к сублимации даже при высоких температурах и потому, очевидно,
могут найти широкое применение в конструкциях космических
аппаратов, их отдельных узлов и приборов, работающих в условиях вакуума.
В более наглядной форме зависимость скорости испарения для различных
металлов от температуры дается на рис. 2. 2. 2. Из рисунка также
следует, что такие металлы, как кадмий, цинк, магний, являются в смысле ис-
Рис. 2.2.2. Теоретическая скорость испарения металлов, обычно
используемых для покрытий и для конструкций [139]
парения в вакууме наименее надежными. Сложность проблемы часто
усугубляется такими обстоятельствами, как общепризнанность того или
иного материала для определенного вида деталей в обычных условиях.
Так, например, кадмий является наиболее распространенным
материалом для покрытий, в частности, электрических контактов. Следует учи-
тывать также, что локальный нагрев конструкций внешними или
внутренними источниками тепла будет приводить к усилению испарения.
Зависимость скорости испарения алюминия от температуры
оказывается существенно более низкой, чем это можно было бы ожидать на
основании термодинамических данных.
Влияние вакуума может сказываться и на появлении известной
микроскопической шероховатости. Дело в том, что обычно применяемые
материалы не являются однородными по своей структуре, а состоят из
зерен. Эта неоднородность приводит к известной анизотропности в
физических свойствах материалов, к неодинаковой скорости сублимации для
различных зерен или для отдельных участков их. Поскольку
распределение и ориентация отдельных зерен хаотическое, то это не приведет к
другим последствиям, кроме увеличения микрошероховатости.
Высказывались опасения, что сублимация может привести к
изменениям в составе сплавов, к более быстрому испарению наиболее
летучих компонентов их. Очевидно, что это опасение является
неосновательным для температур, при которых можно пренебречь диффузией более
летучих элементов внутри твердого сплава. Потери будут происходить
219

лишь из поверхностного слоя толщиной в 1—2 диаметра атома
материала. Это обстоятельство может быть проиллюстрировано применением з
обычной вакуумной практике бронзы, содержащей от 30 до 40% хорошо
сублимирующего цинка. Как известно, состав бронзы при этом не
изменяется даже в том случае, если материал работает при температуре
нескольких сотен градусов. Известно далее, что диффузия материала в
сплавах становится существенной тогда, когда сплав начинает не
выдерживать тех нагрузок, на которые он обычно рассчитывается.
Следовательно, здесь ограничение будет иметь место не с точки зрения
изменения состава, а с точки зрения обеспечения обычной конструктивной
прочности. Нужно добавить к этому, что температурные условия в
космическом пространстве не являются с этой точки зрения особенно жесткими.
Известным исключением могут являться сплавы на основе алюминия,,
для которых эта температура может составлять 120°С. Как известно,,
примерно до этой температуры нагревается в течение лунного дня
поверхность Луны, вероятным является и нагрев до этой температуры
находящихся на ее поверхности космических станций — если, разумеется, не
будут приняты специальные защитные меры (например, повышение
отражательной способности внешней поверхности).
Для неорганических соединений задача оказывается значительно
более сложной, поскольку потери вещества могут являться следствием
различных процессов.
Прежде всего это сублимация, которая может быть определена по
приведенной выше формуле для толщины стенки 5. Давление паров,
большинства используемых в практике веществ легко может быть
найдено в справочной литературе.
Расчеты дают следующие скорости сублимации некоторых веществ'
(табл. 2.2.2).
Таблица 2.2.2
Вещество
Csl
MgO
MoS2*
Zr02
BeO
Th02
* Для М
на S2 (газ)
Температуры °С,
при которых скорость сублимации
10—5 см-год—1
120
540
730
1070
1340
1400
oS2 температуры
и Мо (тверд.).
Ю—з см-год—1
160
730
960
1320
1480
1600
приведены не дл;
10—1 см-год~~ 1
240
1090
1480
1480
1700
1900
я сублимации, а г
Точка
плавления
620
2800
—
2700
2550
2300
гля разложения
Кроме того, потери вещества соединений могут быть обусловлены
разложением их на ряд веществ, часть из которых может оказаться
летучими. Помимо отмеченного в табл. 2. 2. 2 случая распадения MoS2,
которое происходит
MoS2(tb.)->Mo(tb.) + S2 (газ)
при константе равновесия K=Ps2
220

Имеют место и другие реакции разложения:
MgO(TB.)->Mg (ra3) + V2 02 (газ)
при K = (PMg).(P02)i/2
и 2 Се02 (тв.) -^ Се203 (жидк.) + 1/2 02 (газ)
при К = (Ро2У 2.
Скорость потерь в таких реакциях может быть вычислена по
константам равновесия К, которые представляют собою произведения
давлений газообразных продуктов разложения, каждое из которых
возведено в степень, равную соответствующему коэффициенту в уравнении
химической реакции. Если значение К известно, то давление продуктов
разложения может быть вычислено и подставлено в уравнение Лэнгмюра
или в формулу для 5. Значения К определяются, в свою очередь, по
уравнению
где AF — изменение свободной энергии при реакции (имеется в
таблицах химических справочников);
R — универсальная газовая постоянная.
Потери вещества за счет разложения могут быть во много раз
больше потерь того же самого вещества за счет сублимации.
Некоторые неорганические соединения, в частности керамики,
могут иметь потери из-за летучести их элементов в таких реакциях, как
например:
ТЮ2 (тв.) -> ThOi,95(TB.)-f-a 02 (газ),
UC (тв.) -> Uo,8C(тв.)+ Ш (газ),
тде а и Ь — коэффициенты.
Здесь изменения состава происходят в пределах устойчивой фазы.
ThOij95 и Uo,sC имеют ту же самую фазу, что Th02 и UC.
Термин «керамические покрытия» обычно применяется к
неорганическим неметаллическим материалам. Тонкопленочные керамические
покрытия включают такие материалы, как SiO и MgF2 [139]. Их
сублимационные характеристики изучены достаточно хорошо, поскольку эти
материалы обычно наносятся путем вакуумного испарения.
Некоторые окислы металлов диссоциируют при высоких
температурах, образуя летучие недоокиси. Окись хрома (Сг203) диссоциирует при
высоких температурах на металлический хром и различные недоокиси.
Это очень важно учитывать, поскольку СГ2О3 является основой окисных
покрытий, всех нержавеющих сталей и жаропрочных сплавов. Это
означает, что температурные ограничения таких окисных пленок
определяются летучестью хрома. Следует учитывать при этом, что Сг203 имеет
наибольшую излучательную способность из числа обычно используемых
окисных покрытий.
В общем случае предсказание скорости испарения сложных
неорганических соединений является делом исключительно трудным.
Большую роль в инженерной практике имеет такое сложное
неорганическое соединение как стекло. Боросиликатное стекло применяется
широко в качестве материала для изготовления лабораторных
высоковакуумных установок и может выдерживать нагрев до 450° С. Поэтому
разложение и сублимация боросиликатного стекла являются настолько
малыми, что оно может широко использоваться в практике космических
исследований.
Сублимация и разложение материалов может сказываться и на
работе электронного оборудования, если между различными поверхностя-
221

ми материалов существует разность температур. В этом случае металл,
улетучивающийся или сублимирующий с более нагретой поверхности,
может конденсироваться на более холодной, образуя тонкую пленку,
которая может являться причиной короткого замыкания или же будет
изменять характеристики электронных схем. Наибольшую опасность в этом
отношении представляют кадмий, цинк и магний.
Для грубого расчета толщины осажденного слоя снова можно
использовать приведенное выше выражение для 5 или табл. 2. 2. 1 и 2. 2. 2.
Количество сублимированного или улетучившегося вещества,
вычисленное по этим данным, умножается на отношение площади более теплой,
поверхности к площади более холодной, что дает в конечном счете
верхний предел возможной толщины осажденного слоя. Действительная
величина будет, разумеется, меньше, поскольку часть вещества будет теряться
в космическом пространстве, причем тем большая, чем дальше
расположены друг от друга эти поверхности. Осажденный слой приобретает
свойства проводника (становится сплошным) как только общая толщина его
достигает диаметра атома металла (~5 А).
Осаждение вещества не в виде пленок, а в виде кристаллов является
для условий космического пространства маловероятным, поскольку
такие кристаллы образуются в основном в условиях перенасыщенной
первой фазы или в условиях окисления материала.
С сублимацией материалов в космосе можно достаточно эффективно
бороться, нанося на поверхность материала защитные поверхностные
пленки. Для металлов, например, применяется оксидирование и фосфа-
тирование. Эти пленки являются в условиях вакуума более стойкими, чем
основные металлы, на которые они наносятся.
Сплошное, непористое покрытие оправдывает себя лишь в тех
случаях, когда окружающая температура не настолько высока, чтобы можно
было ожидать значительную диффузию основного материала или каких-
либо его компонентов. Пористое покрытие, по-видимому, будет
отслаиваться и разрушаться за счет проникновения материала сквозь покрытие,
но и оно может оказаться целесобразным в случаях, когда вероятность
осаждения материала на элементах электронных и электрических схем
является большой.
Потери органических материалов в вакууме [36]. Применение
органических соединений с малым молекулярным весом не
рекомендуется [139].
Наиболее перспективными считаются алкидные, силиконовые, фе-
нольные и эпоксидные смолы, которые способны давать хорошие,
устойчивые к УФ радиации пленки. Потери в весе этих соединений обычно
невелики при температурах ниже 150° С. В течение 24 часа экспозиции в
вакууме некоторые потери имеют место, очевидно, в результате очищения
от веществ с низким молекулярным весом. Дальнейшее увеличение
времени экспозиции при ^<150°С не приводит к существенному
возрастанию потери вещества. При ^>150° химический распад смол становится
значительным. В некоторых случаях это сопровождается образованием
поперечных связей в полимере. Наиболее устойчивыми из дешевых для
использования в вакууме при повышенных температурах являются
силиконы. Силиконы чувствительны к некоторым металлическим ионам —
например, к свинцу. Поэтому свинцовые пигменты не могут
использоваться с силиконовыми покрытиями.
В практике космических исследований широко используются
полициклические полимерные соединения. Их потери происходят не пугем
сублимации, а путем превращения соединений в более простые, летучие
вещества. Ни давление паров, ни молекулярный вес этих продуктов
распада не определены достаточно надежно и поэтому определить потери
методом, аналогичным описанному выше, здесь нельзя. Как всегда в анало-
222

гичных случаях приходится прибегать к прямым экспериментальным
методам определения потерь вещества в вакууме.
Ряд работ, выполненных в условиях, достаточно близких к тем,
которые существуют в космосе, позволил получить достаточно надежные
результаты (рис. 2. 2. 3). Исследовались образцы чистых хорошо изученных
и широко применяющихся полимеров. Измерялась потеря вещества в
вакууме (около 10~6 мм рт. ст.) в зависимости от температуры и времени.
Время эксперимента составляло, как правило, от 30 мин до 48 час. Это,
разумеется, слишком малые промежутки времени. Данные, полученные
для более длительных промежутков, относятся к отдельным случаям
наблюдения за изменением вещества, работающего в вакуумных установках
30
1
i
i
25 \
20
15
10
§
Политетрофторэтилён I ~^ I
ири,400°С v ]/'
Политривинил(Тензол
при39¥°Ь
^ V^ Полиакрило-
у^у нитрилпри22S°C\
~~ Полиэтилен с нормаль-
~~ной цепью при J45°C
•
10 15 20
время \час]
Рис. 2.2.3. Некоторые типичные кривые потерь вещества
полимеров в вакууме в зависимости от времени при
некоторых фиксированных температурах [36]
или космосе. Важно отметить, что зависимость потери вещества от
времени является нелинейной (см. рис. 2. 2. 3), поэтому экстраполяция
полученных данных на более длительные промежутки времени неправомерна.
Более удобный для экстраполяции вид имеет зависимость
время—температура для определенной величины потери вещества (в абсолютном или
относительном измерении). Эта зависимость может быть
аппроксимирована формулой
где Т — температура в °К;
t — время;
К— коэффициент пропорциональности (эмпирический).
Вид этой зависимости для некоторых веществ приведен на рис. 2. 2.4.
Потери вещества приводятся как процент от веса, хотя на первый взгляд
может казаться, что при этом потери вещества должны зависеть от
формы образцов. Принять такую характеристику оказалось возможным в
результате того, что потери вещества происходят не только за счет
испарения или сублимации с поверхности, но главным образом — путем
разложения, протекающего по всему объему детали или образца. Последнее
подтверждается экспериментальными данными, полученными на
образцах толщиной до 0,12 см.
Зависимость для lg^ является более удобной для экстраполяции на
больших промежутках времени, хотя вероятность ошибки при этом
нельзя исключить полностью. Подобные результаты экстраполяции на год
приведены в табл. 2.2.3, где они характеризуются индексом А.
Индексом В характеризуются хорошо известные полимеры с высокой степенью
223

Таблица 2.2.3
Разложение полимеров в вакууме
Полимер
Нейлон
Сульфид
Нитроцеллюлоза
Окиси целлюлозы
Метилакрилат
Сложный эфир
Эпоксидная смола
Уретан
Винилбутиральде-
гид
Хлорвинил
Льняное масло
Неопрен (хлоро-
прен)
Алкидная смола
Металметакрилат
Акрилонитрил
Изобутиленизопрен
(бутилкаучук)
Стиролбутадиен
Стирол
Фенольная смола
Бутадиентакрило-
нитрил (нитрольный
каучук)
Виниловый спирт
Винилацетат
Ацетобутират
целлюлозы
Целлюлоза
Карбонат
Метилстирол
Ацетилцеллюлоза
Пропилен
Каучук
натуральный
Изопрен
1
Температура °С,

соответствующая
10%
годичной потере
вещества
30—210
40
40
40
40—150
40—240
40—240
70-150
1 80
90
90
90
90—150
100—200
120
120
130
130—220
130—270
150—230
150
160
170
180
180
180—220
190
190—240
190
190

Индекс
А
С
с
в
\а-с
\а-с
с
с
А
С
с
с-е\
А
А
D
С
А
b—d\
b—d\
в
А
С
А
D
А
А
А
В
В
Полимер
Меламин
Эластомеры
кремниевые
Этилентерефталат
(майлар, дакрон)
Изобутилен
Винилтолуол
Стирол с
поперечными связями
Стиролбутадиен
Фтористый винил
Этилен низкой
плотности
Бутадиен
Винилиденфторид-
гексафторпропилен
Хлортрифторэтилен
Хлортрифторэти-
ленвинилиденфтолид j
Винилиденфторид
Бензиловое
соединение
Ксйлилен
Этилен высокой
плотности
Тривинилбензол
Тетрофторэтилен
Метилфенилсилико-
новая смола

Температура °С,

соответствующая
10%
годичной потере
вещества
190
200
200
200
200
230—250
| 240
240
240—280
250
250
250
260
270
280
280
290
290
380
>380

Индекс
Е
D
А
В
В
А
В
В
А
В
А
А
А
А
В
В
А
А
А
В
224

що
I
чистоты, а индексом С — промышленные пластики или эластомеры.
Индекс D характеризует данные по потерям веса или другим
характеристикам, полученные при одном лишь повышенном значении температуры, в
то время как индекс Е— данные, полученные при повышенной
температуре и при изменяемом давлении в условиях лабораторной вакуумной
системы. Эти данные использовались для интерполяции. Температуры,
приведенные в таблице для типов В, С, D, Е, также являются результатом
интерполяции. Вакуумно-тепловое разложение некоторых смол
характеризуется также рис. 2. 2. 5.
Рассмотрение таблицы 2. 2. 3 показывает значительный разброс
величины температуры, при которых может иметь место 10% потеря
вещества в вакууме. Возможной
причиной является здесь
различие мономеров, из которых
получены одни и те же полимеры. Это
различие не сказывается на
механических и других физических
характеристиках материалов, но
здесь, при необходимости учета
потерь вещества, его влияние
оказывается существенным. Очень
сильно может сказываться на
скорости потери вещества в
вакууме и наличие в полимерах тех
или иных веществ — примесей
или присадок. Даже ничтожные
величины этих веществ, как
показывают эксперименты, могут
сильно изменять скорость
разложения полимеров в вакууме.
В особенности это относится
к катализаторам, используемым
при полимеризации. Оставаясь
в полимере, они в дальнейшем,
как правило, вызывают их
разложение. Влияние примесей на скорость разложения ставит жесткие
технологические требования и в отношении использования различных
смазок, пластификаторов и т. д., применяемых зачастую в процессе
производства полимера.
Сильное влияние присадок указывает вместе с тем и некоторые
направления борьбы с разложением полимеров в вакууме. Наряду с
присадками, ускоряющими естественную скорость разложения того или
иного полимера, могут, очевидно, существовать и присадки,
уменьшающие ее. Такие присадки называют ингибиторами разложения.
Приведенные выше данные о скорости разложения полимеров в
вакууме говорят, прежде всего, о том, что общие стандартные
характеристики того или иного полимера не дают исходных данных для расчета
потери вещества или длительности срока службы того или иного элемента
конструкции. Для этого необходимы экспериментальные исследования
для каждого отдельного вида материала. Очевидной является и
необходимость проведения специальных изысканий, направленных на
получение специальных материалов, устойчивых в отношении влияния вакуума.
Одним из способов повышения устойчивости полимеров в вакууме
могут быть защитные покрытия, препятствующие удалению продуктов
разложения материала из детали и тем самым увеличивающим срок ее
службы. В качестве покрытий рекомендуется использовать как
органические, так и неорганические вещества.
0,1.
I i
1
1
\'
t
г
Г"
ПОЛШпсшри-
Фторэлпилен
Политриви-
нил бензол "7
Полиэтилен с
нормальной цепью
__J 1 1
IS
1М
WOO IT [°K"";l
16
Рис. 2.2.4. Зависимость температура —
время для 10% потери веса трех
различных полимеров в вакууме [36]
15 2377
225

Следует особо остановиться на работе в условиях вакуума
органических веществ с короткими цепями. Это, прежде всего, масло и смазочные
материалы. Потери их будут происходить главным образом за счет
испарения. Чем больше молекулярный вес (или длина цепи), тем меньше
давление паров, тем меньше скорость испарения. Потери за счет
разложения, как правило, много ниже. Это обстоятельство позволяет
использовать для расчета потерь в вакууме приведенную выше формулу Лэнг-
мюра. В сложных смазочных материалах сначала, естественно,
испаряются компоненты с более низким молекулярным весом.
В условиях космоса, когда различные, достаточно близкие друг к
другу, поверхности находятся в существенных различных температурных
условиях, наряду с испарением органических веществ может иметь ме-
Рис. 2.2.5. Диаграмма, характеризующая вакуумно-тепловое разрушение
некоторых смол, употребляемых для покрытий [139]. Температуры, при которых
выдерживался материал, были каждый раз одними и теми же: 25, 95, 150, 205, 260 и
315° С. Время выдержки —24 часа. Давление около 10~5 мм рт. ст. Увеличение
экспозиции не приводит к дальнейшему существенному увеличению потери веса
сто и осаждение их на более холодной поверхности — явление,
аналогичное описанному выше для неорганических веществ. Это следует
учитывать, поскольку такие осаждения могут изменить характер работы
детали или механизма.
Имея в виду опасность сублимации и разложения, рекомендуется
очень внимательно отнестись к выбору подходящего материала. В
отношении неорганических материалов это сделать гораздо легче, чем в
отношении полимеров. Наиболее надежными считаются те полимеры,
которые могут работать в области высоких температур. Не рекомендуется
применять пластификаторы. Стеклопластики на эпоксидной основе так
же, как и магний широко применялись на американских космических
аппаратах, работавших в течение нескольких дней. Текстолитовая изоляция
оправдала себя на космических аппаратах, работавших в течение
нескольких месяцев, а корпус аппарата «Эксплорер-7», работавшего более
года, был выполнен из стеклопластика на полиэфирной основе. Терморе-
гулирующие поверхности его были покрыты кремнийорганической
краской. Надувной спутник «Эхо», изготовленный из майлара с
алюминиевым покрытием (общая толщина 0,0013 см), также просуществовал
более года.
Изменение свойств материалов под влиянием вакуума. В
литературе в настоящее время не имеется еще достаточно полных
экспериментальных данных по этому вопросу, поэтому все, что может быть здесь
226

изложено, относится или к общим логическим заключениям или же к
экспериментальным данным, полученным в практике работы вакуумных
установок.
Если материал не подвержен сильному улетучиванию и в
особенности, если он при этом сильно подвержен воздействию коррозии, то такой
материал, естественно, в условиях космоса будет работать значительно
лучше, чем в наземных стандартных условиях. Это относится не только к
механическим, но и другим физическим свойствам материалов
(оптическим, электрическим и др.)-
Условия космического пространства могут вызывать существенные
изменения в свойствах материалов, если в их составе имеется какой-либо
компонент, имеющий тенденцию к улетучиванию. Это относится, в
частности, к керамикам, работающим в условиях высоких температур. Так,
даже небольшие потери кислорода и, возможно, азота могут привести к
сильным изменениям излучательной способности керамиков. Некоторые
керамики, особенно окислы, гидрированы. Возможная в вакууме потеря
воды также приведет к изменению излучательной способности керамиков.
Так, возможен случай использования покрытия гидрированным окислом
алюминия, наносимого путем анодирования на основной алюминий.
Возможно использование и других окисных пленок, наносимых на основной
материал.
Могут в общем случае сильно изменяться электрические свойства
материалов в особенности, если они подвержены сублимации или
изменению состава. Аналогично влиянию на излучательную способность
потери кислорода, азота и воды в керамиках приводят к увеличению
электрического сопротивления и ухудшению других свойств.
Ухудшение механических, излучательных и электрических
характеристик будет особенно сильным в случае, если сублимация будет
неравномерной. Вполне возможно, что улетучивание на границах зерен
материала приведет к появлению поверхностных трещин, которые будут
очагами концентрации напряжений при кратковременных перегрузках и
знакопеременных нагрузках. Как общие механические качества, так и
усталостная прочность материала будет в таких случаях значительно
хуже. Неравномерная сублимация приводит к нарушению оптических
характеристик, что особенно важно для оптических систем и систем
терморегулирования, работающих по принципу обеспечения радиационного
равновесия.
При наличии потери веса органических материалов следует ожидать
и одновременного изменения их механических, оптических и
электрических характеристик. Экспериментальных данных, касающихся этих
изменений, пока еще очень мало. Это значит, что в каждом отдельном случае,
когда есть основания предполагать такие изменения, следует проводить
экспериментальное испытание материалов. Вместе с тем можно
предполагать, что небольшие (1—2%) потери веса, по-видимому, не вызовут
существенных с инженерной точки зрения изменений в свойствах
материалов. Исключения представляют пластики и эластомеры, содержащие
летучие в вакууме вещества. В этом случае даже меньшие чем 10%-ные
потери вещества могут привести к излишней хрупкости материала. По этой
причине не рекомендуется вообще применять в космосе любые вещества,
содержащие так называемые дополнительные пластификаторы —
присадки, обеспечивающие пластичность материала.
Трение и смазка в вакууме. Проблема трения и смазки в
обеспечении надежной работы космических аппаратов является одной из
наиболее серьезных, наиболее острых. Это следует, прежде всего, из того, что
трение имеет место при работе любых механических устройств, любых
механизмов и в то же время большинство применяемых в обычной
практике смазочных веществ не может быть использовано в космосе и, кроме
15*
227

того, запасы смазывающих веществ в космосе всегда будут
ограниченными.
Обеспечение гидродинамической или жидкостной смазки, когда
движущиеся друг относительно друга поверхности полностью разделены
слоем жидкости, даже в наземных условиях представляют собою достаточно
сложную проблему, решить которую бывает трудно. Условия вакуума
могут оказывать влияние на смазочные вещества. Но если оказывается
возможным обеспечить жидкостную смазку, исключив возможность этого
влияния, то смазка работает в космосе столь же хорошо, как и в
наземных условиях.
Граничное трение представляет собою соприкасание
микроскопических неровностей трущихся поверхностей. Слой смазки, который может
иметь место в этом случае, настолько тонок (менее 0,1 ж/с), что трение
характеризуется не только свойствами смазки, но также природой и
состоянием трущихся поверхностей. В наземных условиях даже при отсутствии
специальной смазки трущиеся поверхности адсорбируют кислород и пары
воды, которые образуют своеобразный слой смазки. Эту же роль играет
и загрязнение трущихся поверхностей.
В космосе адсорбированные газы легко улетучиваются и поэтому
микроскопические неровности чистого материала имеют тенденцию к
привариванию одной к другой — явление хорошо известное в физике.
Коэффициент трения и износ в этом случае исключительно велики, что
способствует дальнейшему очищению пограничного слоя. Для некоторых
металлов очищение поверхности может иметь место и за счет диффузии
газов из пограничного слоя в глубь материала. Правда, в других
металлах углерод может диффундировать к поверхности и там образовать
слой моноокиси углерода, вступая в реакцию с адсорбированными в
пограничном слое кислородом и водой.
Для уменьшения вредного влияния вакуума на работу трущихся
поверхностей предложено несколько методов. Первый из них заключается
в использовании различных конструктивных мероприятий. Наиболее
радикальным способом считается уменьшение площади поверхностей
деталей, работающих в космосе. Размещение их целиком в
герметизированных отсеках полностью обеспечило бы защиту смазочной системы. Когда
это не представляется возможным, рекомендуется применение
герметических уплотнений валов при малых скоростях вращения, хотя он и связан
с повышенным износом уплотнений и общим увеличением трения. При
высоких скоростях и малых моментах рекомендуется магнитный привод
через стенку. Если стенки металлические, то это, очевидно, ведет к
увеличению потерь на вихревые токи. Для вращения наружных деталей нужны
наружные подшипники и поэтому проблема обеспечения малой
величины трения по-прежнему остается. Преимуществом этой схемы является
отсутствие износа стенки, сквозь которую проходил бы валик. Менее
совершенные системы, например, с использованием обычных
герметизированных подшипников также находят применение, поскольку они
позволяют существенно увеличить срок службы подшипников и зубчатых колес
в космосе.
Другим методом обеспечения смазки в условиях космоса является,
очевидно, использование таких смазочных веществ, потери которых были
бы наименьшими. В соответствии с формулой Лэнгмюра
предпочтительными являются здесь смазочные вещества, имеющие низкое давление
паров. Некоторые из таких смазок— смазки на основе кремния,
парафиновые и эфирные масла — будучи испытаны на подшипниках качения в
вакууме от 10~~5 до 10~6 мм рт. ст., обеспечивали работу в течение
нескольких тысяч часов. Нужно отметить, что как устойчивость этих материалов
по отношению к вакууму, так и их смазочные свойства сильно зависят от
состава и молекулярного веса. Некоторые из них (в особенности многие
228

масла на основе кремния) имеют плохие смазочные свойства даже б
обычных наземных условиях и потому вряд ли могут быть
рекомендованы для использования в космосе, несмотря на низкое давление паров.
Нефтяные смазки с низким давлением паров имеют, как правило,
высокую температуру затвердевания и потому не могут быть применены там,
где механизмы должны работать и при низких температурах. Следует
отметить далее, что большинство масел этого класса имеет все же
довольно высокую скорость испарения — порядка 10~4 г • см~2 час~х или 1 см/год,
что, очевидно, совершенно недостаточно для обеспечения более или менее
длительной работы механизмов в космосе, если только не предусмотрена
система пополнения смазки.
Известные затруднения могут быть вызваны растеканием масел по
поверхностям, где наличие их является вредным. Избежать этого
оказывается возможным путем использования несмачиваемых или
адсорбирующих материалов. Другой особенностью использования смазок
является катализирующее влияние чистых металлических поверхностей на
процесс полимеризации масел в смолы и лаки. Используемые в условиях
вакуума масла не должны включать в себя пузырьки воздуха или иметь
летучие компоненты — их выделение может привести к повышенную
расходу смазки, к выбросу ее из подшипника.
Температурный режим работы подшипников в космосе является
более напряженным, поскольку конвективный отвод тепла воздухом там
не имеет места. Подшипники, успешно работающие в нормальных
наземных условиях, могут поэтому перегреваться, когда они работают в
космосе, что может привести к излишне высокому расходу смазочных
веществ.
Ряд жирных кислот — стеариновая, лауриновая и пальмитиновая —
в обычной практике используется как добавка к другим смазочным
веществам для уменьшения износа деталей. Влияние этих добавок
обусловлено химическими реакциями, протекающими между этими кислотами и
металлами, в результате чего образуются металлические мыла. Без
наличия кислорода и воды эти реакции не происходят, поэтому
использование этих смазочных веществ в космосе не дает желаемого эффекта,
хотя эти кислоты и будут препятствовать свариванию тех поверхностей,
которые они смазывают.
С точки зрения меньшей потери вещества наиболее
предпочтительными являются твердые смазочные материалы — давление их паров
будет еще ниже. Но твердые смазочные вещества не могут
восстанавливаться в процессе работы и, кроме того, они могут отделиться от тех
поверхностей, которые они покрывают. Эксперименты показывают, что
соответствующим образом подобранные твердые смазочные вещества
работают в вакууме (10~5—10"6 мм рт. ст.) в течение 1000 часов.
Широко применяемая в наземной практике графитовая смазка не
может быть применена в космосе, поскольку при отсутствии
адсорбированной водяной пленки она превращается из смазочного материала в
абразивный. В качестве твердых смазок в космосе рекомендуется
использовать дисульфид молибдена и плакированные металлические пленки. В то
же время отмечается, что экспериментальные данные относительно
использования дисульфида противоречивы. Возможно, что смазывающие
действие его в сильной мере зависит от того, каким способом он нанесен
на поверхность материала. Дисульфид молибдена с добавками из
кремния, фенольных и эпоксидных смол в течение нескольких сот часов
хорошо работал в вакууме, будучи использован в качестве покрытия
шариковых подшипников и муфт сцепления при высоких скоростях вращения и
малых нагрузках. Использование дисульфита с добавками силиката
натрия увеличивает время работы до 2000 часов. Использование покрытия
требует тщательной обработки поверхностей, высокой степени их чисто-
229

ты. Зазор должен быть таким, чтобы компенсировать отсутствие жидкой
смазки. Предполагается, что существенную роль играют и размеры
частиц дисульфида. Оптимальной толщиной пленки покрытия считается
толщина в 4—12 мк. Дисульфидные покрытия применимы в механизмах,
имеющих очень плавный выход на рабочий режим. Это позволяет
осколкам дисульфида выдуваться из подшипника в течение разгонного
периода.
Достаточно хорошие результаты получены и при использовании в
качестве твердых покрытий серебра, золота и бария, наносимых на
твердое основание, соприкасающееся с другим твердым материалом. Эти
материалы являются стандартными для вращающихся анодов трубок
рентгеновских аппаратов, где при высоких скоростях вращения и вакууме
10~6 мм рт. ст. они работают в течение 1000 час и более. Как и в случае
дисульфида, очень высокими остаются требования к величине зазора и
чистоте поверхностей. Покрытия наносятся лишь на очень тщательно
очищенные поверхности. Очень жесткие требования предъявляются к
толщине покрытия, поскольку она довольно сильно влияет на
коэффициент трения в подшипнике. Оптимальной, наиболее выгодной с этой точки
зрения является толщина покрытия, равная нескольким тысячам
ангстрем. При выборе толщины следует учитывать и длительность работы,
которая, естественно, будет тем больше, чем больше толщина покрытия.
Важно отметить, что вследствие незначительной толщины этих
покрытий они требуют особой осторожности в обращении. Они не могут
работать в нормальных наземных условиях и потому не рекомендуются
для использования в механизмах, предназначающихся как для работы в
космосе, так и в атмосфере. Это соображение накладывает
определенные ограничения на методику и длительность предполетных испытаний
аппаратуры, где применены такие покрытия.
В условиях вакуума металлы, как правило, быстро привариваются
друг к другу. Лишь немногие металлы могут без смазки работать при
разрежении от Ю-5 до 10~6 мм рт. ст., но и то лишь недолго и при малых
нагрузках. Трущиеся пары, выполненные из различных металлов,
имеющих малую растворимость друг в друге, работают лучше, но
коэффициент трения и в этом случае высок. Так, например, удовлетворительно
работают пары тантал—медь и вольфрам—медь, хуже работает пара
железо—медь и то лишь в благоприятных условиях. Имеются
благоприятные результаты по парам окись алюминия (сапфир)—мягкая аустенит-
ная нержавеющая сталь. При разрежении 2- Ю-7 мм рт. ст. такая пара
работала без слипания при многократных повторных кратковременных
нагрузках.
Высоким в условиях вакуума является и коэффициент трения для
таких пар как сапфир—сапфир, алмаз—алмаз. Пары сапфира и алмаза с
металлами имеют тенденцию слипаться. Используются пары сталь—
тетрафторэтилен и тетрафторэтилен—тетрафторэтилен, причем тетра-
фторэтилен для повышения прочности и жесткости может быть усилен
стекловолокном, а также пропитан дисульфидом молибдена.
Тетрафторэтилен используется и в качестве наполнителя пористых металлов. У
других пластиков трение в вакууме обычно больше, чем в воздухе.
Как при исследовании характеристик новых пар, так и при
детальном изучении приведенных выше, требуются разрежения порядка
10~9 мм рт. ст.
Рекомендуется применять испытанные виды смазок или их
комбинацию. Масляное уплотнение может применяться, но не будет наилучшим
решением. Геометрическое уплотнение надежнее динамического, так как
утечку восполнить трудно. Могут использоваться консистентные смазки
с малым давлением паров. Предпочтительно использовать те масла,
которые себя уже зарекомендовали в условиях вакуума. При длительных
230

полетах для большей надежности рекомендуется дублирование подачи
смазки. Диэфирное масло успешно использовалось для экранированных
шариковых подшипников. В одном из случаев использования этой
смазки («Тирос II») шариковые подшипники работали в течение нескольких
месяцев. В качестве резервуара смазки служили трубки из
металлизированного нейлона, а малые зазоры вокруг оси обеспечивали сведение
к минимуму утечки паров. Твердые смазочные материалы — дисульфид
молибдена, серебряные или золотые пленки и тетрафторэтилен — могут
использоваться в различных вариантах.
2.3. ВОЗДЕЙСТВИЕ МЕТЕОРНЫХ ЧАСТИЦ
Метеорная опасность для космических кораблей и других
космических аппаратов является очевидной. Во всяком случае она
рассматривалась еще до того, как на орбиты были выведены космические корабли.
Более того, до начала практических исследований ей придавалось
несравненно большее значение, нежели радиационной опасности. Таким
образом, если, например, обнаружение радиационных поясов явилось для
исследователей неприятным сюрпризом, то величина метеорной
опасности, по крайней мере, в смысле непосредственного пробоя стенки
космического аппарата оказалась преувеличенной и в настоящее время
принято считать, что космические полеты не связаны в этом смысле с
существенной опасностью.
Тем не менее изучение этого вопроса является одной из актуальных
задач практического обеспечения космических исследований.
Экспериментальное изучение этого вопроса затруднено практической
невозможностью сообщить частицам, с помощью которых бомбардируются
мишени, скорости, соизмеримые со скоростями метеорных частиц в
межпланетном пространстве. Поэтому основная часть материалов базируется
или на результатах чисто теоретических работ или на результатах
интерпретации и обработки результатов регистрации метеорных частиц с
помощью космических аппаратов.
Проведенные вычисления показывают [36], что суммарно потеря
вещества в результате метеорной эрозии на больших удалениях от Земли
составляет менее 1 А год'1, тогда как вблизи Земли, на высоте
нескольких сотен километров она составляет уже около 200 А год'1. Результаты
эрозии проявляются в виде маленьких полусферических углублений
диаметром около 10~3 см, если пылевая частица каменная и 10~2 см, если
частица имеет рыхлую структуру. Число выбоин будет различным.
Вдали от Земли от каменных частиц будет появляться в среднем около 1
выбоины на нескольких см2 поверхности и вблизи от Земли — около 104
выбоин на нескольких см%, а от рыхлых частиц вероятность составляет
10~3 см~2 год'1 и 10~2 смт2 год^1 для больших удалений и для
окрестностей Земли соответственно.
Указанные выше данные получены в результате аналитических
расчетов с использованием экспериментальных данных. Глубина
проникновения q алюминиевой частицы в алюминиевую мишень может быть
определена, например [36], по следующему соотношению:
а железной в железную — по соотношению
q=0,606(mvyi\
где q — глубина и радиус образовавшегося кратера;
т — масса ударяющей частицы;
v — скорость частицы в км • сек~1.
Полученные данные сопоставлялись также и с результатами
исследования эрозии метеоритов, упавших на Землю. Полученные оценки по по-
231

рядку величины совпадают с приведенными выше данными. В конечном
счете, следует заключить, что повреждающее действие метеорных частиц
будет сводиться в основном к ухудшению оптических поверхностей
деталей и устройств, размещенных снаружи космического аппарата. Общие
характеристики метеорных частиц даются в табл. 2.3.1.
Таблица 2.3.1
Свойства метеорных частиц
Масса
[г]
25,0
9,95
3,96
1,58
0,628
0,250
9,95-10-2
3,96-
1,58.
6,28
2,50
9,95-
3,96
1,58-
6,28
2,50
9,95
3,96
1,58
6,28
2,50
9,95
3,96
1,58
6,28
2,50
9,95
3,96
1,58
6,28
2,50
| 9,95
10-2
10-2
Ю-з
Ю~з
10-4
ю-4 !
10-4
10-5
10-5
10-6
ю-6
ю-6
10-7
10-7
10-8
•10-8
10-8
10-9
Ю~9
•10-10
•10-Ю
10-ю
10-и
10-П
•10-12
Радиус
[мк]
49 200
36 200
26 600
19 600
14 400
10 600
7 800
5 740
4 220
3110
2 290
1 680
1240
910
669
492
362
266
196
144
106
78,0
57,4
39,8
25,1
15,8
10,0
6,30
3,98
2,51
1,58
1,00
Скорость
[км -сек—1]
28
28
28
28
28
28
28
28
28
27
26
25
24
23
22
21
20
19
18
17
16
15
15
15
15
15
15
15
15
15
15
15
Кинетическая
энергия
[дж]
1,0-107
3,98-106
1,58-106
6,31-105
2,5Ы05
1,00-105
3,98-104
1,58-104
5,87-103
2,17-103
7,97-102
2,93-102
1,07-102
38,9
14,1
5,10
1,83
0,65
0,23
8,20-10-2
2,87
1,14
4,55
1,81
7,21
2,87
1,14
4,55
1,81
7,21
2,87
1,14
10-2
10-2
Ю-з
.10-3
10-4
10-4
10-4
10-5
10-5
10-6
10-6 •
10-6
Толшина
пробиваемого алюминия
[см]
21,3
15,7
11,5
8,48
6,24
4,59
3,28
2,48
1,79
1,28
0,917
0,656
0,469
0,335
0,238
0,170
0,121
0,0859
0,0608 1
0,0430
0,0303
0,0223
0,0164
0,0121
0,00884
0,00653
0,ОС480
0,00353
0,00260
0,00191
0,00141
0,00103
Вероятные частоты пробоя алюминиевой и железной стенки
космического аппарата приводятся на рис. 2.3.1,, Эти величины получены
расчетным путем на основании известных данных о метеорных потоках и
распределении метеорного вещества в пространстве и теоретического
анализа механизма пробивания в предположении, что толщина проби-
232

ваемой пластины в полтора раза больше глубины кратера,
образующегося в полубесконечной толще материала. Предполагается, что с
уменьшением плотности материала мишени пробиваемость уменьшается
пропорционально корню квадратному из величины плотности. Это означает,
что использование материалов малой плотности является
предпочтительным.
Рассмотрение механизма пробивания метеорной частицы одиночной
преграды [83] позволило сделать ряд выводов относительно зависимости
минимально необходимой для пробивания массы метеорного тела от
максимальной пробиваемой толщины преграды при различных скоростях
соударений. В расчетах метеорная частица предполагалась железной,
а стенка — алюминиевой. Результаты этих расчетов приводятся на
рис. 2.3.2.
о
-1
-г
-j
Вблизи
Земли
Вдали от Земли
'-8 -6 -b -Z О Z к 6 8 Ю
Логарифм частоты лродоев\м~'г'• еоЗ~*\
Рис. 2.3.1. Вероятная частота пробоев метеорными
частицами железного и алюминиевого листов [36]
Для случая нескольких преград зависимость минимальной массы
метеорной частицы, пробивающей заданную (максимальную) толщину
материала, от скорости частицы приводится на рис. 2.3.3.
Максимумы на кривых 1 и 2 соответствуют переходу от пробивания
второй преграды деформированной частицей к пробиванию потоком
осколков. Первый исходящий отрезок кривой 1 соответствует
пробиванию недеформированной частицей. Следует отметить, что данные
рис. 2.3.3 носят качественный характер и являются скорее иллюстрацией
механизма пробивания.
Влияние ударов метеорных частиц может проявляться не только
в опасности пробоя стенки, но и в вероятности возникновения
повреждений от волны давления, возникающей в самом материале под действием
метеорной частицы. В особенности это относится к ударам о поверхность
емкости, в которой находится жидкость. Жидкости практически
несжимаемы и волна давления передается ко всем поверхностям и деталям,
контактирующим с нею, что может оказывать определенное влияние как
на жидкость, так и на элементы конструкции.
Повреждающее действие вторичных осколков [36]. Удар метеорной
частицы о стенку может вызывать не только образование кратера, но и
откалывание частиц от внутренней поверхности стенки, что может быть
источником опасности для аппаратуры и экипажа. Диаметр таких
осколков обычно в несколько раз больше толщины листа, тогда как толщина
осколков может составлять от 0,1 до 0,5 толщины листа. Механизм
образования осколков заключается в образовании в материале стенки
сильной волны сжатия, которая проходит поперек стенки, и, отражаясь от
233

обратной ее стороны, вызывает в стенке растягивающие усилия,
которые и могут привести к образованию осколков.
В полубесконечной пластине напряжение а при максимальном
значении величины импульса зависит от скорости частицы у, плотности Qm,
радиуса частицы г и расстояния от точки удара D следующим образом:
a = ZQV.v*
D
где Z, у, х hw — константы
5
_/
3 10
1 max [см]
Рис. 2.3.2. Зависимость \gm0 (lg/max) (m0 — начальная масса частицы,
/max—наибольшая толщина преграды, пробиваемой частицей) для пары
железный метеорит—алюминиевая преграда и для скоростей
1—75 км • сек-*- [83]
Можно предполагать, что воздействие метеорных частиц
пропорционально или моменту количества движения частицы Qmr3v или
выражению Qmr3v2, характеризующему энергию частицы. Тогда
a = Z(Qmr3vn)yDw.
Из сравнения этих выражений следует, что
3y=—w и пу~х.
— 2>х
Тогда
п = -
W
т
Расчеты, выполненные в предположении, что D>r, а величина а не
слишком велика, показывают, что хя^1,67, до»—2,65, а л «1,9.
234

Из этого делается вывод, что в произведении, характеризующем частицу,
следует брать не количество движения (первая степень v), как это
следовало бы из классической теории удара, а энергию (квадрат скорости).
Выражение для D дается, в конечном счете, в следующем виде:
D = 5,2£'1/3<r-o.378 f
где D в см\Е — кинетическая энергия в эрг;
а — напряжение в Мбар.
Различие в величинах D, соответствующих алюминию и железу,
составляет всего 8% ив расчетах оно не учитывалось.
О 0- в 12
V0[xM-cex~f]
Рис. 2.3.3. Масса метеорной частицы, минимально
необходимая для пробивания разнесенных преград не-
деформированной, деформированной частицей и
потоком вторичных осколков после первой преграды в
зависимости от скорости частицы [83]:
7 — Fe+Al толщина каждой преграды 0,6 см, промежуток
между ними h=0,6 и 2,0 мм; 2 — Fe+Al толщина каждой
преграды 0,2 см, промежуток между ними h=0,6 и 2,0 мм
Последнее уравнение может быть использовано для вычисления
толщины листа, необходимой для того, чтобы величина напряжения
оказалась меньше разрушающего для данного вида материала.
Экспериментальные данные дают основание величину предела прочности на
растяжение при ударной нагрузке принимать для упругих материалов
приблизительно втрое выше соответствующей статической величины,
учитывающей распределение напряжений и скорость изменения нагрузки.
С учетом этих данных для алюминиевых сплавов с пределом прочности
около 5000 кГ - см~2 и для стали с пределом прочности около
15 000 кГ ■ см~2 были получены следующие эмпирические выражения-
D = см
1300
и
D = см.
2000
235

На рис. 2.3.4 дается вероятная частота образования осколков на
внутренней стороне обшивки в результате ударов метеорных частиц.
Сопоставление полученных данных с вероятными частотами пробоя
показывает, что образование осколков может иметь место при толщине стенки
в 2—3 раза большей, чем та, что нужна для предотвращения пробоя.
Но следует особо отметить, что все это справедливо только по
отношению к упругим материалам. Многие металлы и сплавы большой
прочности, в том числе многие стали и алюминиевые сплавы под действием
ударных нагрузок приобретают свойства хрупких материалов. Следует
учитывать возможную анизотропность свойств материалов, склонность
к расслоению и т. п.
В качестве конструктивного мероприятия, которое могло бы
уменьшить вероятность
образования осколков,
рассматривается слоистая
структура стенки, причем слои
подбираются
соответствующим образом. В
качестве основной
характеристики материала при
осуществлении такого
рода подбора предлагается
акустическое
сопротивление G = qmc, где qm —
плотность материала мишени
(стенки), а с —■ скорость
распространения ударной
волны в мишени при
действующих напряжениях.
Если импульс
напряжения сжатия а± в
материале с акустическим сопротивлением Gt достигает поверхности раздела
между данным материалом и материалом с акустическим
сопротивлением G2, то напряжение сжатия оя, отраженное от поверхности раздела,
имеет величину
а напряжение ат, проходящее во вторую среду, будет равно
2G
а = а,.
Если G2<GU то напряжение сжатия, проникающее во второй слой,
и напряжение, отраженное в первый материал, будут меньше начального
импульса напряжения сжатия сгь Таким образом может быть достигнуто
уменьшение напряжений более эффективно, чем это может быть
сделано в однородном материале того же веса. Но при этом отмечается
жесткость требований к соединению слоев.
Вариантом той же самой идеи является и предложение о покрытии
наружной поверхности зернистым материалом соответствующей
структуры. Предполагается, что импульс будет гаситься при многократных
отражениях от поверхностей частиц покрытия. Толщина слоя частиц
должна быть достаточно большой, чтобы кратеры образовывались в нем,
а не в материале основной стенки.
Влияние дополнительной внешней экранировки на вероятность
образования осколков то же самое, что и влияние экранировки на вероят-
В5лиз и Земли
Длюминий
-8 -6 -Ч -Z О 2 h 6 8 1Q
Логарифм частоты образования
осколков О* ~г • год ~г]
Рис. 2.3.4. Вероятная частота образования осколков
на внутренней стороне стенки космического аппарата
[36]
236

ность пробоя стенки. Уменьшение толщины стенки в том и другом
случае будет одинаковым. Оценки показывают, что промежуток между
экраном и стенкой, достаточный для рассеивания осколков и уменьшения
пробоев, будет также хорошо изолировать и от воздействия ударных
волн, приводящих к образованию осколков на обратной стороне стенки
космического аппарата.
Защита от метеорных частиц [36]. Исследование механизма пробоя
приводит к заключению о целесообразности использования так
называемых «метеорных экранов» — добавочных обшивок, размещенных
снаружи основной. Задача их заключается в том, что они способствуют
дроблению частиц на более мелкие осколки, которые разлетаются на
большую площадь и поэтому легче тормозятся. Дополнительный экран
должен быть настолько тонким, чтобы только позволить дробить большие
частицы. Если учесть, что относительная скорость встречных частиц
равна сумме собственной скорости и скорости космического аппарата, а
скорость догоняющих частиц — их разности, и если известно направление
движения частиц в каком-либо встречном потоке, то экран, естественно,
может быть и односторонним.
Экспериментальные исследования показывают, что алюминиевый
боек разрушается при ударе об алюминиевую пластину в Vio его
собственной толщины при скоростях от 6 до 20 км • сект1. Стеклянный боек
разрушался при ударе о пленку из этилентерефталата (майлар)
толщиной 0,4% от его собственной уже при скорости около 2 км-сек~1.
Поскольку наиболее крупные частицы, встречающиеся в космическом
пространстве, имеют рыхлую структуру, то защита от них может быть
эффективной даже в том случае, если толщина используемого экрана
определяется технологическими соображениями.
Поскольку считается, что глубина проникновения зависит от
количества движения в степени Уз, то оказывается, что даже дробление на два
равных осколка позволяет уменьшить толщину основной обшивки на
20%, при дроблении на 10 осколков — на 54%, на 100 осколков — на
78%. Экспериментально установлено, что средняя вероятная степень
дробления является такой, что при использовании дополнительных
экранов толщина основного экрана может быть уменьшена на 67% от той
величины, которая требовалась бы при отсутствии экрана. Применение
дополнительного экрана требует зазора между ним и основным экраном.
Величина этого зазора определяется необходимостью достаточно
широкого разлета осколков. Расчеты, выполненные методами теории
упругости, показывают, что при данном промежутке размер площади
рассеяния обратно пропорционален корню квадратному из веса экрана на
единицу площади. Коэффициент пропорциональности зависит от плотности
метеорной частицы. Для частиц малой плотности — «пылевых шаров» —
дается следующее выражение для зазора между экранами [36]:
где Ь0 — толщина основного листа в см;
Ьэ — толщина экрана в см;
q3 — плотность материала экрана в г • смтъ.
Из этой зависимости следует, в частности, что алюминиевый экран,
толщина которого составляет 1 % от толщины основного листа, должен быть
отделен от него зазором, в 12 раз большим толщины основного листа.
Большая величина зазора почти не приносит пользы; при уменьшении
зазора потребуется увеличение толщины основного листа почти по
линейному закону от Уз при оптимальном зазоре и до 1 — при зазоре,
равном нулю.
237

2.4. ВОЗДЕЙСТВИЕ ЭЛЕКТРОМАГНИТНОЙ
РАДИАЦИИ [139], [36]
Общие замечания. Почти 10% электромагнитного излучения Солнца
приходится на ближнюю ультрафиолетовую область (2000—4000А). Эта
часть излучения играет существенную роль не только в тепловом балансе
спутника (интенсивно поглощается белыми покрытиями), но она может
вызывать сильные химические и физические изменения в большинстве
материалов. Эти изменения могут быть от 5 до 1000 раз более сильными,
нежели изменения, обусловленные всеми остальными ионизирующими
излучениями вместе. Остальное коротковолновое излучение Солнца до
рентгеновского включительно составляет всего около 0,03% от
интенсивности потока ближнего УФ излучения Солнца. Для сравнения можно
сказать, что энергия захваченной радиации и солнечного ветра
составляет в спокойных условиях всего около 0,0004% от энергии УФ
радиации, но она сильно зависит от солнечной активности.
Воздействие электромагнитной радиации как и корпускулярной
проявляется в основном во взаимодействии с электронными оболочками
вещества. Наиболее низкоэнергичная радиация изменяет вращательные
состояния молекул. Более высокоэнергичная инфракрасная радиация
изменяет молекулярные колебательные состояния, что проявляется в
повышении температуры. Эта радиация не повреждает материалы оболочек
непосредственно, если не считать нагрева до температур, при которых
имеет место изменение агрегатного состояния вещества или, по крайней
мере, его физических или механических характеристик. Радиация более
высоких энергий приводит к возбуждению электронных оболочек,
переходу электронов на более высокие энергетические уровни, что в
конечном счете ослабляет связи между атомами и изменяет химическую
активность молекул. Коротковолновое излучение может приводить даже
к отрыву электронов от их оболочек и к их эмиссии (фотоэмиссия
электронов).
Выше рассматривалось разделение спектра коротковолнового
излучения на ряд довольно четко выраженных областей: ближний и дальний
ультрафиолетовые участки — 4000—2000 А и 2000—100 А соответственно,
рентгеновское излучение 100—0,01 А и гамма-излучение (или жесткое
рентгеновское излучение) — менее 0,01 А.
Различие между ультрафиолетовым и рентгеновским излучением
с физической точки зрения сводится к тому, что благодаря им
возбуждаются внешние и внутренние электронные оболочки соответственно.
Поскольку химические и физические свойства вещества определяются
внешними электронными оболочками, то поглощение этой радиации и
определяет характер воздействий этих излучений на материалы в космических
условиях.
Все виды воздействия электромагнитного излучения на вещество
изображены схематически на рис. 2.4.1. Образование пар имеет место
в результате воздействия высокоэнергичных фотонов на тяжелые
элементы, в результате чего образуется пара позитрон — электрон.
Минимально необходимая для этой реакции энергия 1,02 Мэв. Электрон в
конечном счете взаимодействует с веществом подобно частицам
первичного корпускулярного излучения, позитрон диффундирует сквозь материал
и аннигилирует в результате столкновения с электроном, излучая два
фотона с энергией порядка 0,51 Мэв. В случае, когда позитрон
сталкивается со связанным электроном, излучается только один фотон с
энергией 1,02 Мэв.
Образование пар в большинстве случаев не является существенно
опасным явлением с точки зрения условий, существующих в космическом
пространстве, даже в случае использования на космическом аппарате
ядерного реактора в качестве источника энергии.
238

Комптоновское рассеяние представляет собою рассеяние фотонов и
их распад в результате столкновений с электронами. В этом процессе
в конечном счете имеет место трансформация энергии фотонов,
увеличение длины волны и обратное рассеивание фотонов из материала.
Комптоновское рассеяние является преобладающей формой диссипации
энергии фотонов для широкого спектра излучений, имеющих место в ядерных
реакторах. Это рассеяние имеет место и при поглощении тормозного
излучения, возбуждаемого электронами внешнего радиационного пояса
мэв
Энергия про.то но б
■Л Н
Ju
100
8 80
i
1
1
100 10 1 О J О Of 1000 100
I 111! Ч 'l I'll
10
60
40
го
\Поглощениеолреде
\ляется телом 2
Преобла-{
дает об-
'разова-
ниепарь

Преобладает комп-
Ттоновское
рассеяние
1L
0,1
По глощ ение опре -
деляется
химическими связями
Преобладает
фотоэлектрический
эффект
Тепловое
-А
возбуждение
Возбуждение
электронов
"Лучи
Рентгеновские лучи
УФ
ИК
излуч.
излуч.
10
-*
10
-з
10
-г
10
-1
Длина волны \а\
W 10 г 103 10* 105
Рис. 2.4.1. Взаимодействие электромагнитного излучения с
веществом. Кривые А и В соответствуют равной вероятности процессов,
являющихся преобладающими по обе стороны от них [139]
Поскольку оно является электронным процессом, то интенсивность его
пропорциональна концентрации электронов в поглощающем материале.
Поэтому масса защитной оболочки (исключение составляет водород)
определяет интенсивность диссипации энергии фотонов путем компто-
новского рассеяния. В диапазоне малых энергий комптоновское
рассеяние определяется только свободными электронами. Когда рассеяние
происходит на связанных электронах, энергия фотонов изменяется мало или
не изменяется вообще — так называемое когерентное рассеяние. Оно
имеет место в случае использования материалов с более высокими
атомными числами, где электроны удерживаются более прочно.
Поглощение рентгеновского и дальнего ультрафиолетового
излучений обусловлено фотоэлектрическим эффектом. Эмиссия электрона
с внутренней оболочки может привести к переходу на его место
электрона с наружной оболочки с излучением вторичного фотона меньшей
энергии, что будет формой флюоресценции. Кроме того, это может приводить
к эмиссии другого электрона с внешней оболочки. Соотношения между
этими двумя процессами изменяется в зависимости от атомного числа Z
(при больших атомных числах преобладает флюоресценция). Таким
образом любой механизм приводит к эмиссии быстрых электронов, иногда
со вторичными эмиссиями.
Воздействие электромагнитных излучений на физическую структуру
материалов в основном ограничивается воздействием жесткой
компоненты излучения.
Фотоны больших энергий, как и фотоны тормозного излучения,
могут явиться источником радиационных повреждений структуры материа-
239

ла: ионизации и смещения атомов. Предельная энергия второго из этих
повреждений, смещения атома фотоном, равна около 105 эв, titj
соответствует длинам волн менее 0,1 А. Нижний предел энергии ионизации
вещества фотонами составляет 12—25 эв, что соответствует длинам волн
до 1000—5000 А. Фотоны большей длины волны будут вызывать лишь
электронное возбуждение при их поглощении твердым телом.
Электромагнитное излучение в ближней ультрафиолетовой (Х>
>3000 А) видимой и в еще более длинноволновых областях спектра уже
не может вызывать каких-либо повреждений в материале, даже если оно
и возбуждает атомы [36].
И ионизация и возбуждение атомов могут вызвать
фотопроводимость, фотоэлектрический эффект и фотоэмиссию. Глубина
проникновения (длина релаксации, уменьшение интенсивности излучения в е раз)
электромагнитного излучения в толще материала зависит как от длины
волны, так и от природы вещества. Для у-лучей, имеющих длину менее
0,1 А, она может превосходить 10 см. Излучения в диапазоне 100—1000 А
проникают в твердые тела на очень малые глубины порядка
10~4—10~7 см. Длина релаксации излучения с А,— 3000 А б некоторых
изоляторах может снова достигать 10 см и более. Величина, обратная
длине релаксации, называется коэффициентом поглощения.
Для более длинных волн отражение излучения от поверхности
твердых тел сильно уменьшает поглощение. Электромагнитное излучение,
подобно корпускулярному, оказывает свое влияние на твердое тело только
в том случае, если оно поглощается. Но вместе с тем очевидно, что чем
больше поглощение, тем меньше глубина проникновения излучения в
материал. Кроме того, следует учесть возрастание интенсивности
излучения с длиной волны. В конечном счете это означает, что в условиях
космоса воздействие электромагнитного излучения должно ограничиваться
поверхностным слоем материала, что сказывается, в первую очередь, на
термических и оптических характеристиках поверхности.
Металлы и сплавы не подвержены воздействию, проявляющемуся
в виде ионизации и возбуждения атомов. Смещение может иметь место
лишь при облучении потоком с длиной волны менее 0,1 А и
интенсивностью от 109 до 1010 фотон • см~2 год~1. В этом случае на длине релаксации
имеет место сдвиг от Ю-16 до 10~14 (относительное число смещенных
атомов). Поскольку даже относительное смещение 10~6 не вызывает
существенных изменений характеристик используемых металлов и сплавов,
то можно считать, что они не повреждаются солнечным излучением.
Правда, здесь возможна необходимость учета фотоэмиссии.
Гораздо существеннее проявляется смещение атомов в
полупроводниках. Даже при величинах Ю-12—10~10 существенно изменяется
электропроводность неосновного типа. Но эти минимальные величины все же
на несколько порядков превосходят те величины относительных
смещений, которые могут быть вызваны электромагнитным излучением Солнца.
Изменение свойств неорганических материалов, обусловленное
смещением, практически не зависит от располагаемого потока солнечного
излучения. Их свойства начинают существенно изменяться при
относительных сдвигах около 10"11, тогда как наблюдаемые потоки способны
вызвать всего 10~16-М0^14 в год. Более существенным может оказаться
влияние ионизации, обусловленной излучением с длиной волны меньше
1000 А. Глубина релаксации излучения с длинами волн 100—1000 А
точно не известна. Она оценивается от 104 до 10~7 г • см~2. При этом
минимальная доза ионизирующего излучения, вызывающего повреждение
тонкого поверхностного слоя, составляет 1012—1015 эрг • г~1 -год-1.
Практически такое повреждение может сказаться в нарушении термических
характеристик (увеличение поглощательной способности материала),
возможно увеличение поверхностной электропроводности. Изменения ме-
240

ханических характеристик в таком тонком слое не имеют практического
значения.
Электронное возбуждение, обусловленное электромагнитным
излучением с длиной волны менее 3000 А, может также вызвать изменение
оптических характеристик, которое заключается в следующем.
Возбуждение или ионизация может выводить электроны из тех равновесных
положений, которые они занимали в кристаллической решетке. Некоторые
из этих электронов не возвращаются в это положение, а захватываются
где-либо в решетке, образуя центры потемнения. Образовавшиеся
дырки также могут быть «захвачены». Центры потемнения поглощают свет
в различных для каждого материала спектральных областях. Обычно это
области видимой или УФ области спектра. Но повреждение не
ограничивается этим, так как это поглощение является источником общего
потемнения материала, что, в свою очередь, влияет на общие прозрачные
оптические поверхности и цветовые покрытия, наносимые для
регулирования температуры.
Центры потемнения имеют тенденцию исчезать под действием
поглощаемого ими света. Количество света, которое должно быть поглощено
центром потемнения до полного его исчезновения, может составлять от
0,1 до 100 по отношению к тому количеству излучения, которое
потребовалось для возникновения этого центра потемнения. Таким образом,
в интегральном смысле эффект может оказаться невосстанавливаемым
и центры потемнения, возникшие под действием той 10%-ной доли от
общего потока излучения Солнца, которая приходится на длины волн
менее 3000А, может вызывать заметное поглощение во всем
спектральном диапазоне длин волн, а сам процесс потемнения может непрерывно
прогрессировать. Чувствительность материала к такого рода
потемнениям не является устойчивой характеристикой. Она в очень сильной мере
зависит от содержания различных примесей, дефектов решетки,
отклонений от стехиометрического состава, механических напряжений и
деформаций. Имеет место и температурный эффект — с увеличением
температуры окрашивание замедляется. Количественные соотношения для
этого явления не могут быть здесь даны в связи с малой изученностью
его и, кроме того, оно специфично для каждого рода материала.
Используемая в качестве белого пигмента для высококачественных
красителей двуокись титана особенно чувствительна к воздействию УФ
излучения, образуя центры потемнений и приобретая желтый цвет. Яркое
пожелтение имеет место в экспериментальных условиях уже при
облучении потоком с волной 2000—4000 А, эквивалентным месячному потоку
излучения Солнца за пределами атмосферы. Менее чувствительна
в этом смысле двуокись циркония и еще меньше — двуокись алюминия.
Во всяком случае при использовании белых красителей рекомендуется
предварительная проверка их подверженности рассмотренному влиянию.
Черные красители, используемые для увеличения поглощения света
в видимой и УФ областях спектра, считаются неподверженными влиянию
электромагнитного излучения.
Центры потемнения, по-видимому, будут возникать и во многих
видах стекла, что приведет к уменьшению их прозрачности. В процессе
поглощения должно происходить восстановление прозрачности, но оно,
вероятно, не будет полным. Применительно к условиям работы реакторов
с их высокими интенсивностями потока нейтронов и гамма-лучей созданы
стекла, содержащие церий и обладающие высокой стойкостью к
изменению прозрачности под воздействием излучения. Эта же добавка и,
возможно, свинец увеличивают стойкость стекла и по отношению к УФ
радиации. Плавленый кварц высокой чистоты может без существенного
ухудшения оптических характеристик поглотить дозу ядерного
облучения в сто раз большую, чем кварц обычный, промышленной чистоты.
16 2377
241

Предполагается, что чистота кварца имеет то же самое значение и в
отношении его подверженности влиянию солнечного УФ излучения.
В основном и особенно сильно влияние электромагнитной радиации
сказывается на оптических приборах и светлоокрашенных терморегулн*
рующих поверхностях. В связи с этим в оптических приборах
рекомендуется использовать стойкое к радиации нетемнеющее стекло,
содержащее окись церия, а там, где возможно — предпочтительно использовать
весьма чистую, плавленую двуокись кремния. В качестве возможного
средства отбелки рекомендуется подогрев во время полета. Для термо-
регулирующих поверхностей выбираются светлые красители,
устойчивые к образованию центров потемнения, и такие, в которых центры
потемнения легко отбеливаются под действием видимой и инфракрасной
областей спектра. Органические красители могут применяться для
наружных поверхностей только в случае их устойчивости к радиации.
Кремнийорганические красители и алюминизированный майлар
применялись успешно, так же, как и терморегулирующие поверхности,
покрытые напыленной окисью алюминия и окисидированнои нержавеющей
сталью.
Воздействие электромагнитного излучения на органические
материалы является существенным в результате поглощения солнечного
излучения в диапазоне 100—1000 А, органические соединения как и
неорганические изоляторы получают дозу ионизации от 1012 до 1015 эрг-см~2-
год~1 в поверхностных слоях толщиной от Ю-4 до Ю-7 см. Под
действием таких доз изменяются свойства всех известных полимеров. Наиболее
важным среди этих изменений считаются изменения отражательной и
поглощательной способности, а также изменение прозрачности. Могут
иметь существенные значения и изменения поверхностной
электропроводности.
Воздействие излучения в диапазоне 1000—3000 А может вызвать
также и электронное возбуждение, которое, в свою очередь, вызовем
изменение свойств материала на довольно большой глубине. Даже при
проникновении излучения с Х<3000 А и энергией 5 ■ 1011 эрг • см~2 на глубину
10 см (около 10 г • см~%) доза электронного возбуждения составляет
5-10ю эрг ■ г~1 • год~1. Такие дозы создают существенные повреждения,
хотя и меньшие, чем повреждения, создаваемые теми же дозами
ионизации. Для многих органических веществ такие дозы ионизации
оказываются разрушающими.
Ультрафиолетовое излучение приводит к возбуждению колебаний,
флюоресценции или же вызывает диссоциацию молекул. В этом случае
образуются ионные радикалы, пары ионов. В случае эмиссии электронов
с наружных оболочек остается возбужденная, дважды ионизированная
молекула. Это — неустойчивое состояние соединений типа
углеводородов, сопровождающееся быстрыми изменениями. Эжекция водорода или
протона из положительно заряженной молекулы — одно из наиболее
вероятных явлений в органических материалах. УФ радиация проникает
в большинство органических соединений и во многие неорганические
материалы (в особенности содержащие окислы) на глубину
нескольких ангстрем, поэтому повреждения ограничиваются поверхностным
слоем.
Поглощение ближнего УФ излучения, как правило, не приводит
к эжекции возбужденного электрона с оболочки. Диссипация энергии
в веществе обусловлена механизмом возбужденных тепловых колебаний.
Характер спектрального поглощения ближнего УФ излучения
некоторыми структурами типа бензофенона иллюстрируется на рис. 2.4.2 [139].
Влияние облучения электромагнитным излучением на изменения
поглощения меламиналкидной смолы, используемой для покрытий,
иллюстрируется графиком рис. 2.4.3. Поглощение изменяется наиболее быстро
под действием коротковолнового излучения, причем спектральная харак-
242

теристика смолы в результате облучения смещается вправо, в область
более длинных волн. Повышенная поглощательная способность при
более коротких длинах волн как бы стремится ограничить проникновение
наиболее опасной УФ радиации. Скорость изменения поглощения падает
с увеличением времени экспонирования материала подобно тому, как это
имеет место в отношении потемнения фотографических материалов. Эта
ь*
■•- -1- ^ ^ стиролалкидная \
ЗпоксидмополиаминоОая
^ -s палибинилацетатиая
^~\ V мети лфенилсили коновая
. V . меламинформальдегидная
\ | \\ мочевимиформальдегидная
2000 3000 о ШО
Длина волны [Л\
Рис. 2.4.2. Спектральное поглощение ультрафиолетового
излучения различными покрытиями [139]
аналогия позволяет воспользоваться для описания этого процесса той же
самой зависимостью, которая выражает закон Хартера—Дриффильда:
где Aas — изменение поглощательной способности;
Е — время экспонирования;
i — инерция;
Y — фотографический контраст или, в данном случае —
коэффициент подверженности полимера фотохимической реакции.
Но здесь следует учесть, что у будет постоянной величиной только
в том случае, если спектральное распределение энергии равномерно.
На рис. 2.4.4 даются графические зависимости изменения поглощен
ния солнечной энергии чистыми смолами в зависимости от времени их
экспонирования в потоке УФ радиации и пример аппроксимации
приведенной выше зависимости для as.
Эти соотношения, по-видимому, могут быть использованы и по
отношению к пигментации органических покрытий.
Химические эффекты коротковолновой радиации в наземных
условиях связаны с наличием кислорода в атмосфере и в самом материале.
Это, например, окисление смол в альдегиды малого молекулярного веса,
16*
243

которые образуются в результате появления в веществе свободных
радикалов. В условиях космоса отсутствует свободный кислород для
такого рода реакций, поэтому радикалы реагируют между собой, образуя
поперечные связи и вызывают сжатие пластмасс и повышение их
хрупкости. Многие из этих изменений связаны и с рассмотренными выше
изменениями физических характеристик.
Откалывание от полимерных цепей групп с низким молекулярным
весом может приводить к их диффузии из покрытия и к испарению.
В этом смысле облучение коротковолновой радиацией может приводить
к ускорению потери вещества в вакууме. Образование поперечных
связей уменьшает степень диффузии и резко ограничивает подвижность по-
Працент от полной энергии Солнца
1 5 10 20 30 W
3000
№0 500 д о 6000
Длина волны [AJ
7000
Рис. 2.4.3. Изменение поглощения меламиналкидной смолы после
экспонирования под потоком УФ радиации впятеро превосходящего поток
УФ радиации Солнца
лимерных цепей. Этот эффект затрудняет реакции, приводящие к
нейтрализации радикалов и образованию новых поперечных связей.
Как уже отмечалось выше, неорганические соединения считаются
обычно устойчивыми по отношению к ультрафиолетовому излучению,
хотя эксперименты, выполненные в условиях вакуума, и обнаруживают
изменения отражательной способности и цвета. В этом случае, правда,
не существует какой-либо единой схемы изменения цвета материала, как
это имеет место в отношении органических материалов, но можно
считать, что облучение почти всегда приводит к увеличению поглощения в
ультрафиолетовой и видимой частях спектра. Эксперименты,
выполненные в вакууме, показывают далее, что поглощение в инфракрасной части
спектра для большинства материалов не изменяется или изменяется
очень слабо после их облучения УФ радиацией. Это обстоятельство как
-бы противоречит способу определения воздействия коротковолновой
радиации на материалы в наземных условиях путем измерения их
характеристик в ИК спектре. Дело в том, что в условиях атмосферы в
поверхностном слое идут реакции, приводящие к образованию соединений
вида
R2—С = 0 и R—ОН.
В космическом пространстве отсутствует кислород и поэтому
облучение не сказывается на изменении, характеристик в ИК спектре. Эта не-
'244

зависимость позволяет считать, что излучательная способность
материалов не изменяется в результате их облучения коротковолновым
излучением.
Все это справедливо как в отношении органических материалов, так
и в отношении неорганических, за исключением фотопроводников.
Поэтому в общем виде воздействие облучения материалов коротковолно-
0,30
0,15
0,20
%0,15
0/0
0,05
О
- меламиналкидная
■-- силиконалкидная /\
-- стиролалнидная /
-- мочебиноформальдегидная хх .' «
смола / .-' А
•х меламинформальдегидная / .-' ,/[
смола ' У
/у //
/У У У
^-т^г
I . Mil
азо
п ?<
0,1
Мгламимобая модифицированная
гликолем смола
.0,5 1 5 10
Jt<cno3uu,ux \чась/\
50 100
Рис, 2.4.4. Изменение поглощения солнечной энергии
смолами в зависимости от времени их экспонирования в
потоке УФ радиации
вым излучением может быть сформулировано следующим образом: пс-
глощательная способность материалов при этом возрастает, тогда как
излучательная способность не изменяется или изменяется очень слабо.
Из этого следует, что под действием коротковолнового излучения
физические характеристики материалов изменяются в том смысле, что
температура космического аппарата будет повышаться. Это повышение
температуры, как и радиация, может привести к потемнению органических
покрытий, но в отношении неорганических покрытий может вызывать
эффекты, обратные воздействию радиации.
Экспериментальное изучение воздействия электромагнитного
излучения на полимеры проводилось в вакууме только для спектрального
диапазона 1000—3000 А. При облучении таких материалов как полифе-
нилсиликон, полихлорвинил и полиметилакрилат дозами,
соответствующими пребыванию в космическом пространстве в течение нескольких
дней, в этих материалах наблюдалось образование значительного
количества поперечных связей. В невулканизированном натуральном каучуке
значительные поперечные связи образуются менее, чем за сутки. Поли-
245

этилен, полиэтилентерефталат (майлар), (пластицированный)
перхлорвинил и в некоторых случаях политетрафторэтилен (тефлон) изменили
окраску и механические свойства (ухудшилась прочность, упругость и
гибкость) при облучении, соответствующем недельному пребыванию в
космосе. У полиметилфенилсиликона сильно уменьшилась гибкость в
результате облучения, соответствующего пребыванию в условиях космоса от
1 месяца до года (при 90° С). Коэффициент поглощения изменяется
(возрастает) в меньшей степени, потемнение будет иметь место, в основном,
в течение первых нескольких недель экспонирования материала в
космических условиях.
Для уменьшения повреждающего действия облучения оказывается
возможным применение стабилизаторов, которые в 3—10 раз
увеличивают время, необходимое для появления первых признаков повреждения.
В земных условиях эти стабилизаторы менее эффективны, чем в
космических. Выбор стабилизатора ограничивается возможностью его
испарения в вакууме при рабочих температурах. Добавление пигментов в
краску для пленочного покрытия значительно уменьшает повреждение
излучением с Л>2000 А. Однако в самих пигментах под действием
излучения могут происходить изменения окраски даже при сравнительно
небольших дозах. Иногда, когда полимеры используются не с оптическими
целями, они могут быть защищены от солнечного света непрозрачным
покрытием. Так, для защиты полиэтилентерафталата наносится
испарением защитный слой алюминия.
Стабилизация материалов, подверженных воздействию УФ
радиации. Разрушение полимеров ультрафиолетовым излучением зависит от
ряда причин, в том числе от наличия в них чувствительных к
разрушениям примесей. В этой связи очень важным условием радиационной
стойкости используемых материалов является их химическая чистота.
Влияние различных примесей на чувствительность материала к
коротковолновому излучению изучено недостаточно, но среди веществ, повышающих
чувствительность к фотораспаду, можно указать перекиси, альдегиды,
кетоны и связанные с ними химические структуры.
При рассмотрении качеств того или иного материала следует
учитывать, в каких условиях были получены его характеристики. Некоторые
из них, будучи устойчивыми по отношению к коротковолновому
излучению в атмосферных условиях, в космосе, где интенсивность УФ излучения
много больше, будут иметь гораздо меньший срок службы. В категорию
таких полимеров, устойчивых в атмосферных условиях, но гораздо
менее надежных в условиях космоса, относятся многие акриловые и
виниловые полимеры. Первоначальные повреждения, вызванные как
облучением, так и нагревом, приводят к увеличению поглощения и,
следовательно, к более интенсивной деградации материала.
С теоретической точки зрения существует несколько путей
повышения устойчивости органических покрытий по отношению к
ультрафиолетовой радиации. Это, прежде всего, применение добавок, которые
поглощают ультрафиолетовую радиацию более сильно по сравнению с
основным материалом. Возможно применение добавок, которые
способствовали бы переносу энергии из материала, электронные оболочки атомов
которого находятся в возбужденном состоянии. Кроме того, возможно и
применение таких добавок, которые реагировали бы с продуктами
распада и связывали бы их, преобразуя в более устойчивые по отношению
к радиационным повреждениям формы. Второй вид стабилизации веще-
ства был бы идеальным способом защиты, если бы имеющие место
реакции были бы достаточно эффективными, а молекулы, принимающие
возбуждение, — устойчивыми. Но, к сожалению, вещества с комбинацией
этих качеств не известны и единственный класс материалов, которые
эффективно удаляют энергию возбуждения — флюоресцентные аромати-
246

ческие составы — неустойчив по отношению к световому
воздействию.
В качестве перспективных путей повышения радиационной
стойкости полимеров рассматривается применение различных органических и
неорганических поглотителей ультрафиолетовой радиации, являющихся
эффективными в особенности в атмосферных условиях.
Уже давно используемая для защиты органических покрытий от
разрушения ультрафиолетовым излучением окись цинка очень сильно
поглощает ультрафиолетовое излучение. Ti02 в известной мере подобен
ZnO. Свинцовые белила и ZnS частично отражают ультрафиолетовую
радиацию. Поскольку отраженная УФ радиация проходит через смолу
второй раз, то это подвергает поверхностные слои покрытия облучению
* ** ^
Не
о9в
0,5
0,<*
0,3
0,1
0,1
о
^—т
вне атмосфеоы у
(2000-1000 А) / у /
В атмосфере / /
(3000-Ч 000А) / у
Незащищенные / / / Ж
пленки
0,1 0,5 1 5 10
Время обличения [vac]
50 ЮО
Рис. 2.4.5. Эффективность применения поглотителей
УФ излучения [139]
значительно большим потоком УФ излучения. В результате этого
оказывается вероятным более быстрое разрушение поверхности. В атмосфере
разрушенная смола окисляется и испаряется.
Существует несколько органических поглотителей
ультрафиолетового света. Большинство из них — это замещенные гидроксибензофеноны
следующего общего состава:
Н
/\
О О
R/
V*
R — здесь химическая группа, определяющая растворимость и
совместимость соединения. Эти соединения защищают пластики, очевидно,
за счет предпочтительного поглощения ультрафиолетового излучения.
Для атмосферных условий их коэффициенты экстинкции примерно на
три порядка выше, чем коэффициенты экстинкции полимеров. Однако,
поглощение всех полимеров быстро возрастает в области спектра ниже
3000 А, так что большая часть коротковолнового излучения
поглощается.
Недавно было установлено, что новый класс органометаллических
соединений, названных ферроценами (производные дициклопентадиена
железа), полностью устойчив по отношению к ультрафиолетовому
излучению. Ферроцены могут также использоваться в качестве сырья для по-
247

лимеров или в качестве стабилизирующих добавок в другие
органические материалы подобно другим поглотителям ультрафиолетового
излучения. Недостатком ферроценовых соединений является то, что они
имеют красноватый или янтарный цвет, который вначале увеличивает
поглощение солнечного света.
0,25
ч
II °'05
^ о
Г с поглоти"]^
%ъ о,10\фёРРои-ена
w
0,5 5 /О 50 100
Время ойлучения \час\
Рис. 2.4.6. Характеристика ферроценовых
покрытий на начальном этапе облучения [139]
Общая характеристика эффективности защиты покрытий от УФ
излучения приводится на рис. 2. 4. 5 [139].
На рис. 2. 4. 6 дается характеристика поглощения солнечного света
покрытиями, защищенными ферроценами. Ухудшение поглощательной
способности на начальном этапе облучения не имеет существенного
значения, поскольку оно очень быстро компенсируется защитными
свойствами этих покрытий при длительных облучениях. В данном случае
покрытия начинают быть эффективными, начиная с 30—40 час экспозиции и
выше.
Эффективность любого поглотителя снижается при очень малых
толщинах пленки.
2.5. ВОЗДЕЙСТВИЕ КОРПУСКУЛЯРНОЙ
РАДИАЦИИ [139], [36]
Электроны, как и другие частицы — в особенности при малых
энергиях — частично отражаются от поверхности, на которую они падают.
Это отражение будет тем больше, чем глаже поверхность и чем ниже
энергия электронов. Металлы с высоким содержанием свободных
электронов отражают лучше, нежели диэлектрики. Металлы хорошо
отражают электроны с энергиями ниже 1 эв, но с увеличением энергии степень
отражения резко снижается до некоторой постоянной величины.
Атомные частицы больших энергий вызывают радиационные
повреждения вещества, проникая в зависимости от своей энергии на
определенную глубину, выражаемую обычно в г • см~2. Длина пробега
протона изменяется приблизительно пропорционально корню квадратному из
атомного номера вещества. Длина пробега электрона в различных
веществах примерно одна и та же. Исключение представляет водород, в
котором длина пробега электроном вдвое меньше, чем в других
веществах. Величина пробега частиц в различных средах приводится на
рис. 2. 5. 1 [72].
Проникшие в материалы электроны взаимодействуют с веществом,
образуя рассеянный вперед поток вторичных электронов. Обратное
рассеяние имеет место при низких энергетических переходах, и энергия
электронов, рассеиваемых в обратном направлении, мала. Глубина
проникновения электронов в вещество различной плотности иллюстрируется
графиком рис. 2. 5.1, б.
248

Энергия \з8\
Ш
I
^0,1
I
Плотность вещества /OS Z
77V7A
1 0,5 0,2
°'°1 0,0001 0,001 0,01 0,1 1
j-i Пробег электронов [см]
Рис. 2.5.1. Пробег электроноз [72]:
а — зависимость пробега частиц в различных средах от энергии частиц; б —
практическая глубина проникновения электронов в материал различной плотности
249

Приведенные на этом графике величины пробега дают вместе с тем
минимально необходимую толщину экрана, защищающего от потока
электронов, направленного перпендикулярно к поверхности экрана.
При столкновениях электронов с веществом возникает
рентгеновское излучение, называемое тормозным излучением. Энергия этого
излучения может достигать энергии вызвавшего его потока электронов.
Фотоны этого излучения могут вызывать в свою очередь повреждения,
причем их проникающая способность оказывается больше проникающей
способности электронов.
Но если взять поток фотонов одной и той же энергии, то он не
поглощается в веществе на какой-то определенной глубине полностью.
Интенсивность его падает экспоненциально с глубиной проникновения и
поэтому для того, чтобы охарактеризовать степень поглощения потока
тормозного излучения веществом, говорят не о глубине поглощения, а о глубине
релаксации, которая выражается в г • см~2, где интенсивность пучка
фотонов уменьшается в е раз. Длина релаксации уменьшается с
увеличением атомного номера вещества.
Некоторая часть тормозного излучения оказывается связанной и с
другими видами излучений —■ с протонами и гамма-излучением,
поскольку оба эти вида излучений могут освобождать вторичные электроны
во время их взаимодействия с материалом. Учет тормозного излучения в
особенности важен там, где имеют место биологические эксперименты.
Доля энергии, которая идет на генерирование тормозного излучения,
зависит от энергии электрона и от атомного числа Z материала мишени.
Для электронов с энергиями вплоть до 2,5 Мэв приближенная
зависимость для количества энергии, расходуемой на тормозное излучение,
будет иметь вид
/=(7±2) -10+Z£2,
где Е — энергия электрона в Мэв.
С точки зрения тормозного излучения в качестве материала для
экранов оказывается более выгодным применять материалы с низкими
атомными числами — например, пластмассы. С учетом некоторых
особенностей этого процесса и необходимости обеспечения благоприятного
теплового режима в качестве эффективно защищающих материалов
рекомендуются окись алюминия и органические покрытия.
Протоны взаимодействуют с веществом более сложным образом.
Они могут отражаться, но, как правило, теряют свою энергию в
результате взаимодействий с веществом. Обусловленное протонами обратное
рассеяние электронов может вызывать возникновение положительного
заряда бомбардируемой протонами поверхности.
Относительно тяжелые материалы лучше легких защищают от
проникновения частиц высоких энергий, тогда как с точки зрения весовой
выгоды предпочтение следует отдавать более легким материалам.
Проникающая способность протонов характеризуется графиком рис. 2. 5. 2.
В левой части его дается номограмма для определения глубины
проникновения протонов в материал того или иного атомного веса (атомного
числа Z), в правой дается зависимость глубины проникновения протонов
в различные материалы. Эти глубины проникновения характеризуют
толщины различных материалов, обеспечивающих защиту от потока
протонов той или иной энергии. Помимо взаимодействия протонов с
электронами, имеют место также упругие и неупругие столкновения с атомными
ядрами. Неупругие столкновения приводят к потере энергии протона
и к возбуждению или дроблению ядра, с которым он столкнулся. Это
приводит к излучению нейтронов, которые могут вызывать упругие
ядерные реакции и смещения. Если это не случается, то, будучи
неустойчивыми частицами, они распадаются на протон, электрон и нейтрино, но
250

поскольку период полураспада достаточно велик, то с точки зрения задач
настоящей работы этот процесс не представляет существенного интереса.
Другим видом воздействия протонов на бомбардируемую
поверхность является эрозия или разбрызгивание вещества, которое
заключается в выбросе атомов или групп атомов с поверхности металлов
(рис. 2.5.3). В результате облучения возрастает также трение между
0,01 О,/
Проникновение протонов [см]
Рис. 2.5.2. Глубина проникновения протонов в материал [139]
трущимися поверхностями. Облучение освободившихся от окисных
пленок металлических поверхностей может вызывать также селективную
эрозию материала, приводящую к вырисовыванию их кристаллической
структуры.
Способность металлов противостоять радиационной эрозии
определяется электронной структурой металла, энергией ионов и в некоторой
степени также и природой бомбардирующих ионов. Такие металлы как
медь^ серебро и золото, наименее устойчивые по отношению к
радиационной эрозии, являются наиболее
эффективными покрытиями с
точки зрения излучательной
способности. Шероховатость
поверхности, возникающая в результате
эрозии, увеличивает излучатель-
ную способность этих металлов и
уменьшает отражательную
способность. Последний эффект
особенно важен с точки зрения
повреждения параболических
зеркал. Алюминий, в отличие от
перечисленных выше материалов,
по-видимому, более устойчив по,
отношению к воздействию этого
рода. Чрезвычайно устойчивыми
по отношению к радиационной
эрозии являются окислы металлов и в первую очередь — окись
алюминия. Убыль материала, обусловленная разбрызгиванием, невелика. Для
максимума интенсивности потока протонов радиационной зоны Земли
она оценивается величиной 0,02 А год~К Ионные компоненты ионосферы,
такие как протоны и атомарный кислород, имеют тепловые энергии
порядка 0,33 и 5,3 эв соответственно, что гораздо ниже энергетического
порога, допускающего радиационную эрозию.
*V
Рис. 2.5.3. Эрозия, обусловленная атомными
частицами [35]
251

Таблица 2.5.1
Доза ионизации и относительное число смещенных атомов, образующихся под действием корпускулярного космического излучения [36
Тип излучения
Внутренний радиационный пояс
Протоны
Электроны
Тормозное излучение
Полное излучение
В основном обусловлено*
Внешний радиационный пояс
Электроны
Тормозное излучение
Полное излучение
В основном обусловлено*
Частицы большой энергии,
порожденные солнечной вспышкой
Энергия
эв
103(?) до 7ХЮ8
<2хЮ4
до 1ХЮ4
<2ХЮ4
ДО 1X104
2ХЮ4
до 5X106
2хЮ4
до 5ХЮ6
Длина пробега
или релаксации
г/см**
I0-6(?j до 103
Ю-з до 100
10-1 до 101
Ю-з до 100
10-1 до 101
Доза ионизации в эрг/г-год

Поверхностный
слой
1012(?)
1014(?)
107(?)
1014(?)
е
1013 до 1015
107 ДО 109
1013 до 1015
е
Слой
1 MZJCM?
юн
1014
107
ЮН
е
1013 д0 Ю15
107 до 109
1013 до 1015
е
Слой
1 г/см?
107
0
107 до 108
107 до 108
Y. Р
105
106 до 108
106 до 108
т
Доля смещенных атомов (за год)

Поверхностный
слой
10-U?)
10-ю
до 10-8
< 10-13
10-1(?)
Р(?)
10-12
до 10-Ю
< 10-15
10-12
до 10-ю
е
Слой
1 мг/см^
10-5
10-ю
ДО Ю-8
< 10-13
10-5
р
10-12
до 10-ю
< 10-15
10-12
до 10-ю
е
Слой
1 г/см*
10-9
0
< 10-13
10-9
р
10-13
< 10-15
10-13
е

ю
СО
Протоны
Электроны
Тормозное излучение
Полное излучение
1 В основном обусловлено*
Частицы малой энергии,
порожденные солнечной вспышкой
Протоны
Электроны
Тормозное излучение
Полное излучение
Обусловлено*
Постоянное солнечное излучение
Протоны
Электроны
Тормозное излучение
Полное излучение
Обусловлено*
Космическое излучение
Протоны
* е— электроны, р—протоны, у—
2ХЮ7 до 109
~5хЮ4
-5ХЮ4
5хЮ2 до 2XW4
2ХЮ-1 до 101
2ХЮ-1 до 101
100 до 103
100
100
108 до Ю19
кванты тормозь
100 до 103
10-2
100 до 101
10-б(?)
до 10-5(?)
10-8
10—б(?) до 103
10-8 до 10—б(?)
10-8
10-7
> 10—1
юго излучения.
105 до 106
107 ДО 109(?)
102до104(?)
107до109(?)
0
0
0
0
0
0
0
0
102 до 103
105 до 106
107 ДО 109(?)
102до104(?)
107до109(?)
0
0
0
0
0
0
0
0
102 до ЮЗ
104 ДО 105
0
102до104(?)
104до105(?)
0
0
0
0
0
0
0
0
102 до 103
10-12
до 10-и
0
0
10-12
до 10-п
р
< 100
0
0
< 100
р
0—100
0
0
<100
10-и
до 10-13
10-12
до 10-и
0
0
10-12
до 10-п
Р
0
0
0
0
0
0
0
0
10-14
до 10-13
10-12
до 10-п
0
0
10-13
до 10-п
Р
0
0
0
0
0
0
0
0
10-14
до 10-13

Радиационная эрозия имеет место в результате воздействия на
материал потоков частиц верхней атмосферы и межпланетной среды,
имеющих энергию выше 10 эв (и до 1 Мэв), которые при ударе о поверхность
выбивают из нее атомы, что способствует рассмотренному выше общему
уносу вещества, обусловленному вакуумом. Оценка эрозии, обусловленной
атомами верхней атмосферы, дает менее 106 атомов • см~2 • сек,'1 или
1013 атомов • см~2 - год~\ а если перейти к геометрическим
характеристикам, то эта оценка будет составлять менее 10~10 см • год~1 или 10~2 А год'1,
что существенно меньше уноса, обусловленного собственно вакуумом.
Пренебрежимо малые величины дают и оценки эрозии под действием частиц
более высоких энергий, например, частиц радиационной зоны, потоков
частиц генерированных вспышками на Солнце, солнечного ветра и т. д.
Оценки эрозии вещества под действием частиц межпланетной среды,
полученные путем определения возраста метеоритов радиоактивными
методами, дают величины, согласующиеся с приведенными выше. Они
составляют (1—30) А год'1.
Радиационное повреждение проявляется в ионизации вещества и в
смещении атомов. Первый процесс представляет собою отрыв электронов
от атомов вещества, в результате чего вещество изменяет свои
электрические характеристики. Это приводит к повреждению изоляторов:
пластиков, эластомеров, масел и смазок стекол и керамик. В данном случае
это основной вид повреждения, так как почти вся энергия потока
протонов, электронов и квантов тормозного излучения расходуется именно на
ионизацию, вследствие чего полная величина или доза ионизации
определяется энергией падающего излучения, а сами эти излучения называют
ионизирующими. В результате меньшей длины пробега частицы малой
энергии эффективнее поглощаются веществом, в результате чего равные
по своей суммарной энергии потоки частиц оказывают повреждающее
действие тем сильнее, чем меньше энергия частиц. Доза ионизирующего
излучения выражается обычно в эргах, отнесенных к одному грамму.
Используются также единицы рентген и рад, равные 83 и 100 эрг-г~1
соответственно.
Для металлов и, главное, полупроводников более существенным
является другой вид радиационного повреждения — смещение атомов.
Этот вид повреждения следует учитывать и для таких материалов, как
стекло, керамика и т. п. При столкновении частицы с атомом последний
выбивается со своего места в атомной решетке. Действие электронов и
протонов проявляется здесь различным образом: если с ростом энергии
протонов число смещенных атомов уменьшается, то для электронов
зависимость оказывается обратной. Количественной характеристикой этого
вида повреждения является относительное количество смещенных,
атомов (отнесенное к полному числу атомов).
Предельная (минимально необходимая) энергия ионизации для
электронов равна 20 эв, а для протонов 1000 А эв, где А — атомный вес
ионизируемого вещества. Предельная энергия смещения для электронов
и фотонов равна 8000 А эв, а для протонов 7 А эв. Если частицы имеют
энергии ниже указанных, то соответствующий вид повреждения не будет
иметь место. Сопоставление минимальных энергий смещения
показывает, что этот вид повреждения вещества определяется в основном
потоком протонов. Характеристики обоих видов повреждений для различных
видов радиационных потоков, имеющих место в космосе, приводится в
табл. 2.5. 1. В таблице эти характеристики даются для различных
толщин вещества: для поверхностного слоя, для слоя 1 мг • см~2 и для слоя
в 1 г • см~ъ. Учитывая, что приведенные величины зависят в известной
мере и от вида облучаемого вещества, а также недостаточную
изученность малоэнергичной компоненты излучений, точность приведенных
количественных характеристик следует оценивать порядком величины.
254

Величины минимальных доз и относительного числа смещений, при
которых некоторые материалы обнаруживают существенное изменение
свойств приводятся в табл. 2.5.2. Правда, данные, приведенные в
таблице, получены, в основном, на реакторах, где нейтронное и
гамма-излучение играет более существенную роль, чем протонное или электронное,
тогда как в условиях космоса имеет место обратная картина. Следует
отметить также, что внутри каждой категории материалов отдельные их
разновидности имеют характеристики, отличающиеся друг от друга на
несколько порядков. Поэтому приведенные величины следует
рассматривать как приближенные.
Таблица 2.5.2 [36]
Материал
Пластмассы

Политетрафторэтилен (тефлон)
Другие пластмассы
Эластомеры
Масла и смазки
Керамика
Стекло
Плавленый кварц
Кристаллы
Полупроводники
Металлы
* Электропровод
ния~10б эрг/г-год.
** Электропровод
ния~108 эрг/г-год.
Свойства
Механические, электрические (на
воздухе)
Механические, электрические (без
воздуха)
Оптическая прозрачность
Размеры, механические,
электрические*
Механические
Смазочные, консистентность
Оптическая прозрачность
Размеры, механические
Электрические
Оптическая прозрачность
Оптическая прозрачность
Размеры, механические
Электрические**
Неосновная электропроводность
Основная электропроводность
Ферромагнетизм
Механические
Электрические
ность временно увеличивается при
юность временно увеличивается при
Доза
ионизации
эрг/г
106—107
107—109
106—1011
107—1011
108—ЮЮ
10Э—1012
105—ЮЮ
>10п
> юн
107—ЮН
105—1011
>юп
>10П
—
—
—
—
мощности д
мощности д
Доля
смещенных
атомов
—
—
—
—
—
—
10-11—10-7
10-7
10-7—10-6
Ю-9—10-5
10-3—10-4
10-4—10-2
10-3—10-1
10-12—10-ю
10—9—10—б(
10-6—10-5
10-4—10-8
10-3-Ю-2
озы облуче-
[озы облуче-
В табл. 2. 5. 3 дается общая характеристика возможного изменения
некоторых свойств различных материалов при их нахождении под
действием потока захваченной радиации, космических лучей и т. д. Таблица
показывает, что в области максимума интенсивности внутренней части
радиационной зоны (внутреннего пояса) поверхностный слой
большинства материалов претерпит существенные изменения механических
свойств при экспозиции менее года. Возможно, что механические и элек-
255

Таблица 2.5.3
Изменение технических свойств материалов под действием корпускулярного
космического излучения от нескольких месяцев до нескольких лет [36]
Материал
Пластмассы

Политетрафторэтилен
Другие
пластмассы
Эластомеры
Масла и
смазки
Керамика
Стекло
Плавленный
кварц и
кристаллы
Кристаллы

Полупроводники
Металлы
не имеете
нии данн
— излучение
торые их
-f излучение
1 + + свойства,
терпеваю
* Во вре
тропроводност
** В случ
увеличение эле
Свойства
Механические,
электрические (на
воздухе)
Механические,
электрические
(без воздуха)
Оптические,
размеры,
механические,
электрические
Механические
Смазочные, кон-
систентность
Оптическая
прозрачность
Размеры,
механические,
электрические
Оптическая
прозрачность
Размеры,
механические,
электрические
Неосновная

электропроводность
Основная
электропроводность

Ферромагнетизм
Механические,
электрические
Внутренний

радиационный пояс
i
*■*
<->
яЧ
Я о
о, а
<v
Я оЯ
3 a
С я
-ь+
++
-ь+
+ +
-I- +
+ +
+ +
+ +?
+ +
+ +
+ +?
++?
см
оЯ го
++
++
++
+-ь
++
10 мк
+ +
+ +
+ +?
+ +
+ +
+ +
см
эЯ <^>
++
+
—
+
—
._**
+ +
—
Внешний

радиационный
пояс
см
, *
!**
Он а т_|
ЯЗЯ э£
° з§
С Я о
++
+ +
+ +
+ +
+ +
+ +
++?
+ +
+?
+
~
I
см
эЯ «о
+ +
+
—
—
~
_ _*#
_ _**
~~
Постоянная
солнечная эмиссия и
порожденная
вспышками
i
н
о
2 «
СХ о
О)
И OS
° 3
С я
+ ?
?
?
"?
++?
+ +?
+ +?
+ + ?
+ + ?
+ + ?
см
эя *>
+ + ?
+ ?
__?
—?
+?
—?
*
см
эЯ _sa
§ го~
—
*
*
—
—
—г

Космические
лучи
<2
С я о
_
:я никаких повреждений, важных при обычном техническом примене-
ого материала;
* действует на особо чувствительные материалы этого вида или неко-
свойства; i
действует на большую часть материалов этого вида и их свойства;
важные в обычном техническом применении данного материала, пре-
т существенные изменения.
мя солнечной вспышки может произойти временное увеличение элек-
и. ,
ае особенно чувствительных материалов может произойти временное
жтроироводности.
256

трические свойства металлов и кристаллических керамических
материалов не изменятся за это время. Изменений в неметаллах следует ожидать
в поверхностном слое до глубин 1 мг • см~2, что соответствует 1—10 мк
геометрической толщины. В металлах в этом слое изменяются лишь
ферромагнитные свойства. На глубине 1 г • см~2 будут за это время
повреждены только особо чувствительные полимеры и оптические материалы,
а более устойчивые останутся невредимыми. Если использовать защиту
такой толщину, то не изменяются свойства полупроводников, смазок и
металлов, механические и электрические свойства неорганических
изоляторов. Правда, следует иметь в виду, что за время воздействия
облучения, в особенности в результате воздействия облучения потоками частиц,
генерированными вспышками на Солнце, могут иметь место временные
I
г
о,*
о,з
о,г
0.1
о,о
Синтетический пигмент Li/Al/StO*
^Литафракс Белый, скайспар
^==^Г^ГлХ^^^ ьелая олестящая/
Белый кемакрил' кваска Филлера'
111 ***•*омы taar*is** ft ntt о AjtOLim .^^ ^^^^^
^Синтетический пигмент*
Терматроловая краска
и пленка
Оптический солнечный
/ отражатель
Wr¥W,s
Полный лоток\электрон •см"2]
10
t6
Рис. 2.5.4. Влияние электронной бомбардировки в
вакууме на коэффициент поглощения в солнечном
спектре при /°«*+160С, р^2 • Ю-6 торр и при
средней энергии электронов £?«0?8 мэв [71]
изменения отдельных характеристик — например, возрастание
электропроводности чувствительных к радиации изоляторов, а также
увеличение числа не основных носителей зарядов в полупроводниках.
Соответствующим образом можно оценить и воздействие потоков
частиц в межпланетном пространстве, хотя эта задача будет более сложной
в том смысле, что излучения Солнца, влияние которых здесь будет
преобладать, изучены несравненно меньше, нежели захваченная радиация в
магнитосфере. Наименьшую опасность с точки зрения повреждающего
воздействия на материалы будут оказывать космические лучи.
Экспериментальные испытания [11] обнаруживают резкие различия
в подверженности различных материалов, используемых для покрытий,
облучению. Для некоторых образцов эффекты оказались
несущественными, для других облучение вызвало изменение поглощательной
способности более чем на 100%. В общем случае материалы разрушаются пои
облучении их электронами вначале довольно быстро, затем коэффициент
поглощения в солнечном спектре ассимтотически приближается к
некоторой равновесной величине (рис. 2.5.4). Форма кривых напоминает
форму соответствующих кривых, полученных в результате облучения
ультрафиолетовым излучением, но существуют и различия. Белый
скайспар, белый кемакрил и белая блестящая краска Фуллера устойчивы по
отношению к электронному облучению, но разрушаются под действием
УФ радиации. Поведение литафракса обратное — он устойчив по
отношению к УФ радиации, но сильно страдает в результате электронной
бомбардировки. Остальные материалы — терматроловая краска и пленка,
оптический солнечный отражатель и синтетический пигмент Zn02 • SiCb
17 2377
257-

Таблица 2.5.4
Общая сводка воздействия космических условий на материалы [139]
Вид покрытия
Внешнее покрытие,
использующее полосатые системы
снижения излучательнои
способности
Внешнее покрытие для
умеренных температур и
высокой излучательнои
способности
Внешнее покрытие в виде
прозрачного диэлектрика,
нанесенного на металл
Характеристики покрытия
Диэлектрик с низким
<Х,/е
Металлы с низким as и е
Целиком алюминизиро-
ванные или серые
покрытия
Черные и белые полосы,
возможно, с металлическим
покрытием
Металл и окись металла
Возможные материалы
покрытия
Белые органические
1 Белые керамические
Алюминий
Белое золото
Алюминизированная
эмаль
Серая эмаль
Белые органические
Черные органические
Металлические сплавы
Анодированный А1
1 Белое золото-f-SiQj
Возможные внешние
воздействия космических
условий
Обесцвечивание,
торможение излучения
Обесцвечивание,
торможение излучения
Эрозия поверхности
Эрозия поверхности и
торможение излучения
Очень устойчива к
радиации
Торможение излучения
Относительно устойчива
к радиации
Торможение излучения
Относительно устойчива
к радиации
Очень устойчива к
радиации
Торможение излучения
Обесцвечивание
1 Тррможение излучения
Возможные решения
проблемы защиты
от воздействия
Поглотители УФ радиации
Пигменты с малым z \
Материалы высокой
чистоты, материалы с малым z\
(например А1203)
Для длительных условий
работы покрытие окислами |
Покрытие окислом
Специальных мер не
требуется 1
Пигменты с низким z
Поглотители УФ радиации
Пигменты с низким z
Поглотители УФ радиации
Специальных мер не тре-|
буется
Металлы с низким z или же
защитные пленки окислов с
низким z
Неизвестно
Более толстые пленки ди-
[электриков,

1 Излучающее покрытие при
*<300° С
1 Излучающее покрытие при
*<600° С
Излучающее покрытие при
*>600° С
Изоляция при ^<100° С ,
Изоляция при ^=1004-180° С
Внешние покрытия,
отражающие тепло (окна)
Внешние покрытия, соби-1
рающие солнечную энергию
1 Диэлектрик поверх
теплопроводного металла
Керамика поверх
теплопроводного металла
Неорганическое с
теплопроводным металлом или
без него
Фольга,
металлизированная пластмасса или
керамика
Металлизированная
керамика
Чистые металлические
покрытия
Стекло и покрытия,
отражающие ИК радиацию
Высокое отношение (xsjz
1
| Органическое покрытие
Жидкое стекло
Фарфоровая эмаль
Карбид кремния, графит
Оксидированный
суперсплав
Посеребренная
пластмасса
Алюминизированный май-
лар
Au, осажденное из ме-
талло-органического
раствора
Au, на
высокотемпературном металле
(диффузионный барьер NiO)
Стекло и золотые наруж-1
ные покрытия
SiO—Al—SiO—А1 пленка
толщиной в четверть
длины волны X
1
1 Обесцвечивание при
низких aSt испарение
1
Обесцвечивание при
низких а^
Термическое напряжение
Обесцвечивание при
низких as
Термическое напряжение
Термическое напряжение
пористость
Испарение Сг203
Потускнение
Внешнее воздействие не
проявляется
Сопротивление износу
Рекристаллизация
металла
Сопротивление износу
Торможение излучения
Э.розия' поверхности
Эрозия поверхности
|
1 Поглотители УФ радиации,
устойчивые полимеры с
поперечными связями
1 Специальных мер не
требуется
Подбор коэффициента
теплового расширения металла
таким образом, чтобы
удержать покрытие сжатым |
Специальных мер не тре-1
буется
Подбор коэффициента
теплового расширения, чтобы
покрытие работало на сжатие |
Использование
отражательных эмалей
То же
Очень тонкий защитный слой!
окиси
Специальных мер не
требуется 1
Очень тонкое покрытие 1
Очень тонкое покрытие
То же
Тонкие покрытия окислами
(медные покрытия могут быть
заменены)
Используется в комбинации
со стеклом, устойчивым к
радиации, для получения
тепличного эффекта
.1

имеют одинаковую стойкость по отношению к обоим этим видам
облучений. Спектральный анализ эффектов облучений показывает, что в
большинстве случаев под воздействием электронной бомбардировки обычно
возрастает поглощение в ИК и видимом участке спектра.
Комбинированное воздействие электронного и УФ облучений обнаруживали в
некоторых случаях эффекты большие, нежели простая сумма независимых
воздействий. В других случаях — наоборот, комбинированный эффект
оказывался меньше суммы независимых. Изменения излучательной
способности во всех случаях оказались в пределах точности лабораторных
измерений.
Белый кемакрил, терматоловая краска и терматоловая пленка
обнаружили склонность к механическим повреждениям бомбардируемой
поверхности. Но оказалось далее, что эти повреждения не оказывают
существенного влияния ни на механическую прочность, ни на поглощатель-
ную способность.
Общие характеристики воздействия космических условий на
покрытия и на материалы, используемые в космических аппаратах, приводятся
в табл. 2. 5. 4.
Влияние ионизирующих излучений на твердые топлива [25] связано
по существу с теми же механизмами, что и рассмотренные выше.
Характеристики влияния радиации на некоторые полимеры, представляющие
интерес с точки зрения влияния на твердые топлива, приводятся в
табл. 2. 5. 5.
Таблица 2.5.5
Материал
Полиуретан
Поливинилхлорид
Сополимер полибутадиен-акриловая кислота
Полисульфидный каучук
Полисульфидный каучук+фенольные смолы
Ацетилцеллюлоза
* Минимальная доза, при которой влияние радиации
** Максимальная доза, при которой материалы все
раниченном использовании).
Пороговая
доза*
рад
106
107
106
5-105
106
106
становится :
еще работав
Рабочая
доза**
рад
8-108
108
107
5-106
5-107
1 107
}аметным„
эт (при ог-
Сопоставление этих характеристик с теми вероятными дозами,
которые могут получить материалы в радиационных поясах, заставляет
полагать, что пребывание РДТТ в них даже в течение нескольких месяцев
окажет заметное влияние на свойства топлива и прокладок.
Экспериментальные исследования влияния облучения на
характеристики топлива, содержащего перхлорат аммония и алюминий, алюмини-
зированного двухосновного топлива и топлива, содержащего перхлорат
аммония, полиуретан и алюминий, показали, что имеют место
существенные изменения их механических характеристик, а также скорости
горения в зависимости от величины поглощенных доз. Детальные
данные здесь не приводятся, поскольку результаты очень сильно зависят от
конкретного состава ТТ.
Ядерные двигатели и источники энергии являются дополнительными
возможными источниками проникающей радиации [73], [74].
Радиоизотопные источники энергии уже использовались на космических аппара-
260

тах. Интенсивность потока гамма-излучения этих источников
определяется типом используемого изотопа. Обычно мощность дозы этого
излучения не превышает того порога, с которым связано появление
радиационных повреждений в электронном оборудовании. Радиоизотопные
установки с мощностью более 1 кет дороги, сложны в изготовлении, опасны
в транспортировании. Для обеспечения мощности от 100 кет до многих
Мет в качестве длительно работающих источников энергии выгодно
использовать мощные ядерные реакторы. Их можно использовать и в
качестве двигателей, если их мощность будет до 100 Мет и выше. Когда
будут использоваться такие реакторы, на космическом аппарате
появится собственный очень мощный источник проникающей радиации. За
пределы активной зоны реактора будут выходить два вида радиации: гамма-
излучение с мощностью дозы ^lO4 pad-час-1 (по углероду). Другим
источником будет поток нейтронов, обладающих вследствие отсутствия
заряда высокой проникающей способностью. Для 100-киловаттного
реактора при наличии некоторого экранирования между реактором и
электронным оборудованием последнее получит интегральную дозу
ионизирующих излучений около 108 рад (по углероду). Мощность
ионизирующих излучений будет при этом 104 рад- час~1 (по углероду) при средней
энергии гамма-лучей около 1 Мэв.
Электронное оборудование размещается обычно вблизи от системы
охлаждения реактора, поэтому оно работает обычно при ^120° С.
Диссипация энергии частиц в материале электронных приборов вызовет
некоторое дополнительное повышение температуры.
Для защиты от излучений ядерных реакторов рекомендуются
различного рода экраны и такие конструктивные меры, как размещение
реактора на некотором удалении от основных рабочих отсеков
космического аппарата.
Ядерные взрывы являются, прежде всего, мощными импульсными
источниками нейтронного и гамма-излучения [73]. Длительность этого
излучения составляет несколько миллисекунд. Ионизирующее
гамма-излучение вызывает в электрических цепях переходные процессы, которые
могут привести к временным повреждениям электронного оборудования.
Такие повреждения имели место, в частности, на некоторых
американских спутниках после высотного термоядерного взрыва «Старфиш».
Повреждения электронных систем под действием нейтронного
облучения аналогичны повреждениям, имеющим место при работе
нейтронного ядерного реактора. Следует отметить при этом, что при равных
дозах нейтронного облучения при взрыве и при работе ядерного
реактора интегральные дозы гамма-излучения взрыва в силу его
кратковременности много меньше интегральных доз гамма-излучения ядерного
реактора.
Повышение стойкости покрытий в отношении воздействия
корпускулярной радиации [139]. Вопрос о воздействии энергичных электронов на
оптические характеристики поверхностей изучен слабо. Известно только,
что ароматические соединения снижают склонность органических
соединений к распаду под действием гамма-излучения. Вполне возможно, что
соединения типа ферроценов будут уменьшать повреждения
органических материалов, возникающие в результате их облучения электронами.
Относительно лучше изучено влияние тормозного излучения. Для
покрытий, обеспечивающих заданный тепловой режим космических
аппаратов и работающих в области радиационной зоны, выгоднее использовать
материалы с малыми атомными числами, которые позволяют уменьшить
поток жесткого рентгеновского излучения, что, в свою очередь, приведет
к улучшению весовых характеристик космических аппаратов
(уменьшится вес защиты).
Неорганическими материалами, которые наилучшим образом удов-
261

летворяют этим требованиям, будут BeO, B203, MgO, A1203, SiO, Si02 и
алюминиево-магниевые силикаты. Нитриды этих металлов могут также
быть полезными в отдельных случаях. За ними следуют соединения
легких элементов с Ti, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Си и Zn. Органические
соединения также могут применяться для покрытий, будучи пигментированы
соединениями перечисленных выше элементов. По своим отражающим
качествам выше всех стоит Ti02, но она может использоваться без
ухудшения отражательной способности и с добавлением MgO или MgC03.
В случаях, когда требуются отражающие металлы, рекомендуется
использовать алюминий, имеющий малый атомный вес, низкую поглоща-
тельную способность, низкую излучательную способность и который
мало подвержен1 радиационной эрозии. Кроме этих специфических
положительных качеств, он имеет и другие положительные качества
общетехнического плана. Другие элементы с подходящими излучательными
характеристиками — серебро, платина, золото и родий имеют высокие
атомные числа и потому будут сильно увеличивать поток тормозного
излучения.
Повышение устойчивости к радиационной эрозии [139] не является
в общем случае проблемой столь же важной, как, например, повышение
стойкости по отношению к коротковолновой или корпускулярной
радиации. Одним из возможных случаев, когда такая необходимость
возникнет— это использование выгнутого зеркала в телескопе или для
фокусирования пучка солнечных лучей. В этом случае наилучшей защитой будет
использование тонких диэлектрических пленок из А1203, ТЮ2 или SiO,
нанесенных на металлический рефлектор. Эффективны также и многие
другие окислы. Поскольку атмосфера простирается достаточно высоко
по сравнению с обычными высотами орбиты спутников, то можно
считать, что в случае использования металлических зеркал на ближних
спутниках в результате реакции с кислородом воздуха достаточно
быстро могут возникнуть и естественные пленки окислов, которые также
будут препятствовать эрозии материала протонами. Наиболее сложными
условиями с точки зрения эрозии является работа металлических
покрытий с низкой излучательной способностью в условиях высоких
температур. В этом случае может под действием протонов произойти даже
перекристаллизация металлической поверхности, в результате чего она станет
неровной и увеличит свою излучательную способность. Этого можно
избежать, если использовать тонкие отражающие пленки окислов. Одним
из обычных способов применения такого рода окислов является
вакуумное покрытие поверхности алюминием и последующее анодирование
алюминия в тонкий слой А1203.
2.6. ВОЗДЕЙСТВИЕ КОРПУСКУЛЯРНОЙ РАДИАЦИИ
НА ФОТОЭЛЕМЕНТЫ И ПОЛУПРОВОДНИКИ
ВОЗДЕЙСТВИЕ ПРОТОНОВ ВЫСОКОЙ ЭНЕРГИИ
НА КРЕМНИЕВЫЕ ФОТОЭЛЕМЕНТЫ [27]
Здесь рассматривается в основном воздействие радиации на
фотоэлементы класса р—п. Воздействие протонов и электронов на фотоэлементы с
р-базой (класс п—р) описано ниже. Рассматриваемые здесь
фотоэлементы являются менее стойкими к радиационным повреждениям по
сравнению с фотоэлементами п—р.
При рассмотрении повреждающего действия пренебрегается
появлением примесей за счет ядерных реакций и учитываются лишь
повреждения решетки за счет смещения атомов. Число N\ первично смещенных
атомов на 1 см2 поверхности может быть оценено
Nx=Ianlt,
262

где / — интенсивность потока бомбардирующих частиц в см~^ • сект1;
а — сечение взаимодействия частиц с веществом;
п — число атомов в единице объема в см~ъ\
I — толщина образца в см\
t— продолжительность бомбардировки в сек.
Движение первично смещенных атомов вызывает в свою очередь
смещение других атомов, называемое вторичным. Количество этих
вторично смещенных атомов вместе с первичными по отношению к
первичным будет составлять:
где Га — кинетическая энергия атома;
Еа — пороговая энергия смещения атома;
Р — доля энергии движущегося атома, затрачиваемая на
образование вторично смещенных атомов, причем
1 + Р
где р — соотношение потерь энергии движущимся атомом на
образование вторично смещенных атомов к энергии, затрачиваемой на ионизацию.
Полное число дефектов Л^д в кристалле, возникающих под действием мо-
яоэнергетического пучка частиц, будет
д l 2Ed a
где РТ& — осредненная величина.
Величина аРТл пропорциональна вероятности образования
радиационных повреждений в кристалле и характеризует повреждающее
действие частиц на данное вещество.
Вероятность возникновения ядерных реакций в веществе при
электронной бомбардировке становится существенной лишь при энергиях,
значительно превышающих те, что наблюдаются в области
радиационной околоземной зоны и поэтому данный эффект может не
рассматриваться.
Вероятность смещения ядер в кристалле под действием протонов
описывается в данном случае на основании тех результатов, которые
получены при изучении воздействия на вещество потока нейтронов.
Взаимодействие протонов с веществом рассматривается как сумма кулонов-
ского и ядерного взаимодействий и характеризуется зависимостью от
энергии протонов, изображенной на графике рис. 2. 6. 1.
Экспериментальные исследования [27], выполненные на 40
кремниевых п—р — фотоэлементах с к.п.д. от 5 до 8%, дают зависимость тока
короткого замыкания /к.3 и напряжения холостого хода £/х.х,
приведенные на графике рис. 2. 6. 2. Изменение максимальной мощности,
снимаемой с фотоэлемента, в зависимости от дозы характеризуется сначала
довольно медленным, но затем монотонно возрастающим спадом и уже
при величинах дозы порядка 3 • 1012 протон • см~2 максимальная
мощность уменьшается до 75% своего первоначального значения. В
дальнейшем, по мере приближения к нулевым значениям мощности должно
иметь место замедление спада. Спектральная характеристика
фотоэлемента или его чувствительность к излучениям различной длины волны
изменяется относительно слабо.
На основании экспериментальных результатов, полученных в ходе
облучения моноэнергетическими пучками, был выполнен пересчет на
натурные условия нахождения фотоэлемента в радиационной зоне. Полу-
263

ченная зависимость приводится на рис. 2. 6.3. Следует учитывать, что
она является грубо оценочной, поскольку при ее построении был принят
ряд допущений, связанных с недостаточностью наших знаний о составе
и энергиях частиц в радиационной зоне, их вариациях и т. д.
ЮО 200 300 900 500 600 700
Энергия \протон- Мзв\
Рис. 2.6.1. Вероятность повреждающего действия
протонов на кремний [27]:
1 — повреждающее действие, обусловленное кулоновским
взаимодействием; 2 — повреждающее действие, обусловленное ядерным
взаимодействием; 3—суммарное повреждающее действие
Срок жизни фотоэлементов в радиационных поясах может быть
продлен путем защиты их оптически прозрачными покрытиями. Стеклянное
покрытие толщиной 0,3 г • см-% уже защищает от воздействия электронов
с энергией до 1 —1,2 Мэв практически полностью, что существенно
удлинит срок службы. От протонов защищаться практически нельзя, но если
учесть, что максимальное повреждающее действие оказывают
медленные протоны с энергией Т0< 15-4-25 Мэв, а содержание их очень велико,.
80\
^5g
&£^
§ 60
и,
fx-X
<к.з
-J I I—I—I—I—I—J—I—I—I—I—I 19
1 23966789 10 1112 13-10и
Поток [протон• см~г\
Рис. 2.6.2. Зависимость тока короткого замыкания и
напряжения холостого хода фотоэлемента от
суммарной радиационной дозы облучения протонами [27]
го следует ожидать от такого стеклянного покрытия и существенной
защиты от протонов. Оценки показывают, что в конечном счете время
25Ясного падения отдаваемой мощности возрастает в результате применения,
такого покрытия примерно в 4 раза. Именно такое покрытие
применялось на третьем советском спутнике, солнечные батареи которого работа-
264

ли в течение более чем полутора лет. Этот экспериментальный факт
подтверждает сделанный выше вывод.
/ ю 100
Время \суткс[\
1000
Рис. 2.6.3. Максимальная мощность фотоэлементов в
зависимости от времени их пребывания в области
наибольшей интенсивности радиационной зоны [27]:
1 — внешний пояс (только электроны со спектром, круто
падающим от 1,5 • 106 см.—2 • сек-1 • кэв-1 для энергии 102 кэв до 1 —
для энергии 7 • 103 кэв); 2 — внутренний пояс (учтено действие
электронов, рассмотренных выше, и протонов с энергией
> 1 Мэв); 3 — внутренний пояс (электроны со спектром,
рассмотренным выше, и протоны с энергией >5 Мэв); 4 —
внутренний пояс (электроны с тем же спектром и протоны с энергией
>10 Мэв)
ВОЗДЕЙСТВИЕ КОРПУСКУЛЯРНОЙ РАДИАЦИИ НА п—р
ФОТОЭЛЕМЕНТЫ И ПОЛУПРОВОДНИКИ [98], [99]
Трудности моделирования радиационных условий, соответствующих
условиям в космосе, делают особенно желательным проведение
соответствующих экспериментов в натурных условиях, на космических
аппаратах. Одним из таких экспериментов было изучение повреждения
полупроводников потоками электронов и протонов с помощью спутника «Тель-
стар». Наряду с измерением повреждающего действия на этом связном
спутнике проводилось и измерение потока частиц, вызывающих
повреждение. Для изучения повреждения солнечных батарей важным элементом
эксперимента было определение положения спутника по отношению к
Солнцу, которое осуществлялось с помощью шести предварительно
облученных солнечных элементов. В данном случае этот элемент
программы представляет интерес и с точки зрения иллюстрации одного из видов
воздействия радиации на характеристики солнечного элемента.
Интегральный поток электронов с энергией около 1 Мэв, которыми
проводилось облучение, составлял около 2- 1016 смт*. Это снизило выход энергии
при освещении элементов Солнцем примерно вдвое, но зато сделало их
более устойчивыми по отношению к дальнейшему воздействию
приблизительно в 100 раз. Резко изменилась и чувствительность облученного
элемента к вариациям температуры (рис. 2. 6. 4).
265

Эксперимент по измерению прямого повреждающего воздействия
корпускулярной радиации на элементы солнечных батарей заключался
в измерении изменения тока короткого замыкания трех элементов,
экранированных сапфировым покрытием толщиной 0,5; 0,625 и 0,75 мм, в
результате их повреждения радиацией. Эти элементы имели ту же самую
ориентацию и то же самое размещение на корпусе спутника, что и
предварительно облученные элементы ориентации. Таким образом, эффект
облучения мог измеряться непосредственно путем сравнения с
элементами ориентации без какой-либо поправки на положение Солнца.
Для измерения прямого повреждения кремния корпускулярной
радиацией независимо от освещенности была специально разработана
группа п—р—п диффузных
кремниевых ПОЛуПрОВОДНИКОВ, KOTO-
рые позволили иметь контроль
для результатов эксперимента на
элементах солнечных батарей и
исследовать экранирующую
способность тонких экранов.
Не останавливаясь на
деталях методики измерений, в том
числе и измерений потоков
частиц различных энергий,
перейдем непосредственно к
рассмотрению полученных
экспериментальных результатов. Эти
результаты имеют ту специфику,
что за время эксперимента имели
место американские высотные
ядерные испытания, создавшие
мощный искусственный пояс
радиации, сквозь который
проходила орбита спутника «Тель-
стар».
Экспериментальные
результаты разделяют, как уже
отмечалось в общем виде выше, на два широких класса влияния радиации на
спутник [99]. Первый из них сводится к тем эффектам, которые
возникают в результате столкновения высокоэнергичных частиц с атомами
твердого вещества, причем энергия этих столкновений такова, что
приводит к нарушениям в больших объемах облучаемого твердого тела.
Непосредственно после столкновения дефект заключается в отсутствии
атомов в тех местах кристаллической структуры материала, которые они
обычно занимают, и в появлении промежуточных атомов, занимающих
промежуточное положение по отношению к нормальному. Эти дефекты
часто бывают подвижными и могут рекомбинировать, восстанавливая
нарушенную структуру, или могут оказаться связанными с теми или
иными структурными дефектами кристаллов. В результате возникают
нарушения электрических, оптических и структурных свойств
материалов. Эти эффекты свойственны всем твердым телам, и если учесть те
высокие требования, которые предъявляются к материалу
полупроводников, нельзя не прийти к выводу, что радиационные повреждения прежде
всего будут проявляться именно в работе полупроводников, чем в
любых других материалах.
Другим классом радиационных воздействий на материалы является
вызываемая высокоэнергичными частицами ионизация, что может
приводить к возрастанию в твердом теле переходных, неустановившихся
токов или давать электроны или электронные «дырки», которые могут быть
$1
1,10
1,05\
1,00
0,95\
0,30
0,85
0,80\
°'?-60 -40 -20 О Ид Mt[°C]
Рис. 2.6.4. Зависимость тока короткого
замыкания /к.з элементов солнечных батарей
от температуры [98]:
А — предварительно облученные элементы
потоком 2 • 1016 1 Мэв • электрон • см2; В — необлучен-
ные элементы
£,
я/
•
266

захвачены существующими химическими или структурными дефектами.
В результате последнего процесса возникает окрашивание материала, что
и вызвало необходимость применения сапфира для экранировки
элементов солнечных батарей. Этот материал слабо подвержен такого рода
воздействию. В результате ионизации в органических пластиках могут
возникать химические изменения, которые, в свою очередь, приводят к
изменениям их электрических и механических характеристик.
Химические изменения в масле конденсаторов могут приводить при этом к
возникновению избыточного давления. Соответствующим подбором
материалов все эти явления могут быть сведены к минимуму. Ионизация
может также появляться и в газах, что может иметь существенные
последствия в том случае, когда газ непосредственно соприкасается с
поверхностью полупроводника. Этот вид воздействия радиации считается
наиболее опасным для работы спутника в космосе.
600
500(
&JJO
^300
LUU1 2 5 10 20 SO WO 100 JOO Ю00 2000
Сутки после запуска
Рис. 2.6.5. Средний по углам ф ток на выходе солнечных батарей
[99]. Поправки сделаны для средних солнечных расстояний.
Поправки на температуру и аспект Солнца не вычислялись, но
предполагается, что они привели бы к более широкому рассеиванию
точек
Напряжение на выходе солнечных батарей будет в результате
повреждения кремния радиацией снижаться. В данном случае [98] эффект
вызывался частицами, способными проникнуть сквозь покрытие
толщиною 0,3 г • см-%. Поток этих частиц может быть выражен для удобства в
терминах эквивалентного потока электронов с энергией 1 Мэв, который
в лабораторных условиях при нулевом угле падения и нулевой
экранировке приводит к тому же самому повреждению. На рис. 2.6.5
характеризуется спад напряжения на выходе солнечных батарей,
соответствующий 1 Мэв-пому эквивалентному потоку электронов 6 • 1012 смг^. сутки"1.
Реальные условия облучения соответствовали, естественно, тем довольно
изменчивым условиям, которые имеют место в радиационных поясах и
кратко рассмотрены выше. Точность приведения к указанному потоку
составляет 1,5. Экстраполяция кривой показывает, что примерно через два
года выход энергии батарей уменьшается до величины 68% от
начального значения.
Повреждения элементов солнечных батарей проверялись при трех
различных толщинах экранировки. Отношения токов на выходе
экспонированных элементов к току на выходе предварительно облученного
элемента дается на рис. 2. 6. 6. Первоначальные величины отношений лежали
в пределах ±2% от тех, которые ожидались на основании
лабораторных калибровок на спектральную чувствительность элементов и
пересчета их работы на условия космического освещения.
Токи предварительно необлученных элементов снижались и уже
через несколько дней разделились в соответствии с их экранировкой. Сни-
267
Точна соответствует потоку
6-ЮГ2\зле/<трон'См -z-cymxuT^

жение тока выхода оказалось не монотонным, как это можно было бы
ожидать, а обнаруживает минимум на 70—110 сутках после запуска. Это
объясняется временным уменьшением радиационного воздействия.
Чувствительность элементов, толщина экранирования которых составляет
0,2 и 0,3 г • слг-2, к радиационному повреждению различается примерно
вдвое, чувствительность элемента с толщиной экрана 0,25 г • см~2
располагается между этими предельными величинами.
Повреждение полупроводников исследовалось путем измерения
коэффициентов усиления полупроводников по току, нормализованных по их
начальному коэффициенту усиления. Изменение этих величин во времени
дается на рис. 2. 6.7. Вначале величины коэффициентов составляли для
исследовавшейся группы приборов от 0,4 до 0,48, но нормализованные
*s
2,2
1
i
г.а\
1.8\
щ
-»—
i^
I ш
\ . .
I II III II I
I Толщина экрана
~\0,3[г-см-2]
\0,t'
\°'lt
I I 111
Ы
1,20;1 0,2 OfiOJS / 2 3^56 810 20 W 60 100 200
/Сутки /7осле запуска
Рис. 2.6.6. Отношение токов на выходе радиационно-повреж-
денных солнечных батарей к токам предварительно
облученных элементов (датчиков направления на Солнце) [99]
величины усиления очень мало зависят от действительных начальных
величин усиления. На рисунке даются данные для пяти полупроводников,
разделенных на группы по два полупроводника с одинаковой толщиной
экрана и один — с отличной от них толщиной (в верхней кривой
практически совпадают две кривые). На графике дается эквивалентная
толщина алюминиевого экрана, учитывающая различие свойств экранов по
отношению к протонам и экранировку за счет размещения.
Экспериментальная форма лишь приближенно соответствует
теоретической, которая должна быть тесно связана с гиперболическим
секансом корня квадратного из величины повреждающего потока или, если он
постоянен во времени — с корнем квадратным срока экспонирования
(абсцисса графика). Форма кривых несколько S-образная, скорость
повреждения возрастает в интервале приблизительно от 25 до 70 суток и
уменьшается между 80 и 110 сутками и в последующем снова
возрастает. Предполагается, что причинами этих изменений монотонного
снижения относительного коэффициента усиления также являются вариации
общего потока проникающей радиации. Величина экранировки
полупроводников очень сильно уменьшает степень повреждения их радиацией.
Суммарные повреждения в зависимости от экранировки
исследовались на основе результатов экспериментов с повреждениями солнечных
батарей и транзисторов. За единицу была выбрана скорость
повреждения элемента солнечной батареи с толщиной экрана 0,30 г • см~2.
Степень повреждения с уменьшением экранировки в проверявшемся
диапазоне толщин экранов изменяется на порядок. При этом медленнее
всего повреждались солнечные элементы с сапфировым покрытием. Если
268

бы на спутнике «Тельстар» были использованы элементы с обычным
стеклянным микропокрытием толщиною около 0,15 мм, применяемые на
спутниках с малой высотой орбиты, то срок жизни источников энергии
был бы не два года, а около 2,5 месяцев. Более того, если бы
использовались не п—р, а р—п солнечные батареи, то их срок жизни был бы всего
две или три недели. Степень повреждения может возрастать как от
электронной, так и от протонной компоненты.
Общие результаты степени повреждения в зависимости от
толщины экранировки приводятся на рис. 2. 6. 8, причем две из приведенных на
нем кривые относятся непосредственно к повреждению электронами и
протонами.
Повреждение протонами в зависимости от энергии и толщины
экранировки исследовалось детально при облучении электронами и
протонами различных энергий. Обычно эксперименты проводились путем облуче-
Сутки после зал у с на
Рис. 2.6.7. Относительные усиления радиационно-поврежденных
транзисторов в зависимости от времени [99]
ния неэкранированной поверхности нормально падающим на нее
пучком. Эти эксперименты позволили построить эквивалентные
повреждающие потоки для любых распределений частиц по энергиям и любых
конфигураций экранировки солнечных батарей. На рис. 2. 6. 9 приводится
поток 1 Мэв электронов, эквивалентный по своей повреждающей
способности моноэнергетическим изотропным потокам протонов при различных
энергиях и для различных толщин экранов. Во всех случаях поток
применялся всенаправленным и однородным, а задняя стенка солнечной
батареи— с бесконечно большой толщиной. Это допущение может хорошо
соответствовать условиям в космосе.
Для слабо экранированных батарей очень существенным является
повреждение протонами очень низких энергий (<1 Мэв).
Приведенная на графике форма верхней зависимости количественно
еще не осмыслена. Остальные кривые получены расчетным путем на базе
верхней кривой и по проникающей способности протонов. В области
высоких энергий роль экранировки естественно снижается и кривые
ложатся очень тесно. Приведенные на графике кривые соответствуют диапазо
ну толщин экранов, применявшихся на «Тельстар». Экранированные
сапфиром батареи были чувствительны только к протонам с энергией
более 15 Мэв. Транзисторы с меньшей экранировкой чувствительны к
протонам >5 Мэв.
269

I
ll
It
г
100
80
60
90
20\
10
8
6
\
ъ
u
солнечные иашареи \
д транзисторы |
>^
"x.
^k\'
^
Поток электронов
1
40то к протонов A
^
"**—^* "^^^
L^^a»A
0,05 0,10 0,15 0,20 025
Толщина экрана [г-см ~2\
0,30
Рис. 2.6.8. Сводные результаты по исследованию
скорости радиационного повреждения солнечных
багарей и транзисторов в зависимости от
толщины экранировки [99]
I
is
р
2.Y
10*
8
6
103
8
6
101
| 1 г
Г Передний
1 экран
I \ отсутствует
\
ч
\
N
ч
W=0,05-A
[г-см ~2] J
Переход \ '
солнечного и////;
элемента—■t^/Z/<
1
Передний
Щ W
/ \ Ч 1
4
1
Г
ч
-5^^
°'2Г/
J=
??Г
6 8 10 20 40 60 100
Энергия протонов \Мэв\
200 ¥00
Рис. 2.6.9. Эквивалентный по повреждающему действию поток
1 Мэв электронов как функция энергии изотропного
моноэнергетического потока протонов, падающего на п—р солнечную
батарею при различных толщинах переднего экрана (задний экран
принимается бесконечно толстым) [99]
270

I1
1*5
II
Ш
8
6
¥
г
ЬО
0,8
0,6
0,¥
oA
0 A
0;08\
0,06\
n niA
p
h
l Перес/нля
V . IKDffHf/ nnftvn —
V omcymcm
дует \ А
-
-
1
[
-11
- \
\
■11
/A
\ 1
4
/
/
/
/
и
~/%
\
\
/
J
^
fo\3
1 1 1
V0,8
4-^*T
\
о j г з <+ s ^6
Энергия электронов \Мэв\
Рис. 2.6.10. Эквивалентный по повреждающему
действию поток 1 Мэв электронов как функция
энергии моноэнергетического изотропного потока
электронов, падающего на п—р солнечный
элемент для различных толщин переднего экрана
(Задний экран предполагается бесконечно
толстым) [99]
2 J 4 S 6 7
Энергия электронов [Мэв]
Рис. 2.6.11. Ионизация, вызываемая моноэнергетичес-ким
изотропным потоком электронов при различных
толщинах передней экранировки (задний экран принимаете*
бесконечно толстым) [99]
271

Повреждение электронами в зависимости от их энергии и толщины
экрана исследовалось при различных углах падения и различных
толщинах экранировки с использованием потоков электронов с энергиями до
3 Мэв. Результаты приводятся на рис. 2.6.10 в виде серии кривых.
В отличие от повреждения протонами характер кривых в данном случае
одинаков, а степень повреждения монотонно возрастает с увеличением
энергий электронов, а не наоборот.
Ионизация, обусловленная электронами и протонами,
характеризуется графиками, приведенными на рис. 2. 6. И и 2.6.12. На первом из
них дается величина ионизации как функция энергии электронов в
изотропном моноэнергетическом потоке. Так, для экрана толщиной
0,6 г • смг2 при облучении полубесконечной толщи материала потоком
!
I
I
Ю~6'
8
6
8
6
W8.
Y v
у
^Цг ПвПРП
Л
W/7 9АУ7/УЛ
/
отсутствует
W=0,OJ
\-
\-
4h
У г
J.L1J
[ / с
f ' А4^
j1,0^
_L
г ь 6 ею го wво wo
Энергия протоноб [Мэ6\
гоо
Рис. 2.6.12. Ионизация, вызываемая изотропным
моноэнергетическим потоком протонов при различных
толщинах передней экранировки (задняя
экранировка принимается бесконечно толстой) Г991
2 Мэв электронов интенсивностью 107 смг2 • сек~1 уровень ионизации
будет 5 • 10~2 рад • сек~1 или 1,8 • 102 рад • час-1. Второй из приведенных
графиков характеризует ионизацию, вызываемую протонами.
Зависимость радиационной дозы от толщины экранировки для
протонов со спектром ^(Еъ)осE~3>s и электронов со спектром бэта
распада приводится на рис. 2.6.13.
Действие протонов высокой энергии на полупроводниковые
детекторы ядерных излучений является одной из важных исследовательских
проблем, решение которой позволит повысить надежность измерения
физических параметров. В данном случае рассматривается изменение
некоторых свойств полупроводниковых детекторов при их бомбардировке
протонами с энергией около 650 Мэв [12]. Интенсивность протонного
пучка в различных сеансах облучения изменялась от 1,7 • 108 до 6 • 108
протонов см~2 - сек~К Максимальная доза, полученная детекторами в ходе
этого облучения, составляла примерно 2 • 1013 протон • смг2.
В результате проведенного эксперимента делается вывод, что
радиационная стойкость образцов, поверхность которых полировалась
химическим способом, электрохимическим способом и покрывалась пленкой
окиси олова, является примерно одной и той же. Оказалось далее, что
при дозах я^5- 10U-M,0-1012 протон - смг2 характеристики детекторов
изменяются слабо. В дальнейшем изменения начинают прогрессировать.
Амплитуда импульсов, генерированных детекторами при их возбужде-
272

чии альфа-частицами с энергией 4,8 Мэв, мало меняется в зависимости
Ф полученной дозы. Обратный ток детекторов при малых величинах
смещения (0—5 в) изменяется более сильно, чем при больших (20—50 в)'.
Оптимальное соотношение сигнал/шум (£/А/£/ш) и энергетическое разрс-
AP(D)
шение детекторов ——- зависит от суммарного потока протонов, как
это указано на рис. 2. 6. 14 и рис. 2.6. 15. Изменение емкости детекторов
во всем исследованном интервале доз было, как правило,
незначительным.
Просветление и температурная стабилизация кремниевых
фотоэлементов, предназначенных для работы в условиях радиационного
теплообмена, могут быть существенно улучшены путем использования двух-
1
5
2
Ю3\
5
2
I
г
w
5
Z
t
5
г
/0-,{
\ I I I I
I Спектр элёкт^>
громов р-распада
\
Протоны ^
ЛГ„(ВВ)~Е$*
_Li-
i
Г
J I
к
I
JL_L_
S
i
\
.0,01 0,02 0,0^0,06 0,10 0,20 0,^0 0,60 1,0 2,0
Толщина экранировки [г-см~г]
Рис. 2.6.13. Средняя величина радиационной дозы в
зависимости от толщины экранировки для средних
величин экспозиции спутника в потоке электронов и
протонов [99]
слойного покрытия [44]. Зависимость к.п.д. кремниевых фотоэлементов от
температуры может быть аппроксимирована линейной функцией с
градиентом
^L=0,06[%°C-1].
dT
Температура фотоэлементов, смонтированных на выносныхрпанелях
и ориентированных перпендикулярно солнечным лучам, может быть
определена по выражению
il/4
Т =
где ц — к. п. д. фотоэлемента;
5— мощность падающего излучения;
а —постоянная Стефана —Больцмана;
Аа, А6 — площади поглощающей и излучающей поверхности
соответственно;
ас и в — интегральные коэффициенты поглощения и излучения
соответственно.
18 2377
273

Кремниевые фотоэлементы с чистой полированной поверхностью
имеют ас=0,69 и 8=0,24. При S=1400 вт • мг* AaJAe =0,5, г] = 10% и
при высоких коэффициентах излучения обратной стороны панели
температура ее оказывается равной 150—170° С. Но к.п.д. фотоэлементов при
этом снизится до 0,1—0,2 от величины, которую они имеют при 30° С. Эта
вызывает необходимость применения покрытий, для которых требуется
сочетание хороших радиационных характеристик с высокими
просветляющими качествами. Последнее обусловлено тем, что кремний имеет
высокий показатель преломления и коэффициент отражения от
полированной поверхности достигает поэтому 34—35% (в области 0,4—1,1 ж/с), чта
приводит к соответствующему падению к.п.д. Кроме того, покрытия дол-
D \npomo// м~*2]
0,6^
%»>
<+ 6 810,J
ц\протон - см
Рис. 2.6.14. Зависимость
отношения сигнал/шум Ua/Uuj
(отнесенного к аналогичной величине для
D=0) от величины суммарного
потока протонов D [12]
Рис. 2.6.15. Зависимость
энергетического разрешения детектора от
полученной им величины
суммарного потока протонов D [12]
жны быть достаточно толстыми по отношению к длине волны в
максимуме излучения тела (при 30° С— 10 ж/с), что позволит увеличить
поглощение в этой области спектра. Однослойные покрытия, улучшающие
радиационные характеристики, не могут удовлетворить этому
требованию и поэтому не могут быть эффективными просветляющими
покрытиями в области 0,4—1,1 мк.
Лучшие из проверенных [44] теплорегулирующих покрытий
(неорганические пленки, стекло, кремнийорганические соединения) имеют
показатель премломления 1,45—1,55. При их использовании основные потери
на отражение имеют место на границе покрытие—кремний из-за
большой разности коэффициентов преломления (для кремния /г=4,05). Эта
привело к необходимости введения между ними дополнительного слоя с
промежуточным значением показателя преломления.
Наиболее подходящими в этом смысле оказались просветляющие
покрытия из двуокиси церия и сернистого цинка. При этом коэффициент
отражения R в целом несколько уменьшился по сравнению с чисто
просветляющими во всем диапазоне 0,4—1,1 мк, хотя минимальное значение
Rmm после нанесения двухслойного покрытия несколько выше.
Результаты теоретических расчетов оказались хорошо совпадающими с
экспериментальными данными. Это видно, в частности, из графика на рис. 2. 6. 16.
На рис. 2. 6. 17 приводится нагрузочная вольтамперная характеристика
кремниевого фотоэлемента для различных случаев покрытия.
Сопоставление расчетных величин тока короткого замыкания для различных случаев,
показывает, что двухслойное покрытие рассматриваемого типа по своим
просветляющим характеристикам превосходит не только просветляющую
пленку ZnS, но и пленку из моноокиси кремния толщиной 0,2 мк и почти
равноценную оптимальной пленке моноокиси кремния толщиной 0,15 мк.
В качестве теплорегулирующего верхнего слоя выбиралось стойкое
к УФ излучению и прозрачное в рассматриваемой спектральной
области кремнийорганическое покрытие с толщиной ^80 мк. Измерения на-
274

грузочной вольтамперной характеристики фотоэлементов показали, чго
в результате просветления возрастает не только ток короткого
замыкания, но и к.п.д. фотоэлементов. В случае двухслойного покрытия эти
качества не только сохраняются, но даже и улучшаются, если в качестве
R°/o
50
Ч€
30
20
10
0fh 0,5 0,6 0;7 0,8 0,3 1,0 1,1 к
Щ
600
500
Ш
300
ZOO
100
мка
WfSm
\мк\
Рис. 2.6.16. Экспериментальные (пунктир)
и теоретические (сплошные кривые)
зависимости спектральных коэффициентов
отражения R с двухслойным покрытием с
просветляющими подслоями толщиной 0,2 мк:
из ZnS (кривые /) и SiO (кривые 2).
Кривые абсолютной чувствительности I/E для
полированной поверхности без покрытия
(кривая G) и с двухслойным покрытием с
подслоем ZnS (кривые /') [44]
30г 3' 2аЗ 2' 1
100 200 300 ¥00 500 U\m6\
Рис. 2.6.17. Нагрузочная вольтам-
перная характеристиика
кремниевого фотоэлемента с
полированной поверхностью [44]:
/ — до просветления; 2 — однослойное
покрытие SiO толщиной 0,2 мк;
3—однослойное покрытие ZnS толщиной
0,2 мк; 2' — двухслойное покрытие с
подслоем SiO толщиной 0,2 мк; 3' —
двухслойное покрытие с подслоем ZnS
толщиной 0,2 мк
подслоя берется пленка из ZnS (кривая 3' на рис. 2. 6. 17). Наряду с
увеличением тока короткого замыкания и к.п.д. на 40—42% возрастает и
интегральный коэффициент излучения от е=0,19-Я),27 (случай
однослойного покрытия) до 0,92, 0,94. Коэффициент ас для двухслойных
покрытий с нижним слоем из ZnS толщиной 0,2 мк или ZnS толщиной
0,15 мк равен 0,865 или 0,915 соответственно. Таким образом,
коэффициент ас/е будет равен 0,94—0,98, а температура снизится до 44—45° С.
2.7. ПОВЕРХНОСТНЫЙ ЗАРЯД [139]
Причиной появления поверхностного заряда является совместное
действие корпускулярной и коротковолновой электромагнитной
радиации, а также взаимодействие с окружающей космический аппарат
плазмой. Этот эффект космических условий является в настоящее время,
пожалуй, наименее изученным. Вместе с тем он является исключительно
важным не только с точки зрения интерпретации таких научных
измерений, как регистрация электрических полей и концентрация частиц малых
энергий, но и с точки зрения чисто космонавтических аспектов. Так,
например, встреча двух кораблей, длительное время находившихся в
космосе, возвращение на корабль космонавта, длительное время
находившегося за пределами корабля, или же переход его на другой корабль
могут иметь нежелательные последствия, если будет существенная
разница в поверхностных потенциалах.
Экспериментальные данные о поверхностном заряде,
опубликованные в печати, относятся к спутникам, выводившимся на низкие орбиты
и не имевшим специальных покрытий, которые влияли бы на величину
поверхностного заряда. Фотоэмиссия и эмиссия вторичных электронов
приводят к появлению на поверхности спутника положительного заряда,
в то время как кулоновское взаимодействие и более высокие по сравне-
275

нию с ионными температурами электронные температуры способствуют
нейтрализации положительного заряда и появлению отрицательного.
Тепловые скорости ионов оказываются меньше скорости движения
спутника, что делает вероятным их столкновения лишь с передней стенкой,
тогда как тепловые скорости электронов превышают скорость спутника
и столкновения с ними возможны для всей поверхности. В конечном
счете устанавливается некоторая величина поверхностного заряда,
уравновешивающая воздействие этих двух механизмов.
Оценка величины поверхностного заряда для спутника «Экспло-
pep-VIII» дает значение разности потенциалов между металлической
оболочкой и спутной струей положительных ионов, равное 0—15 в.
На основании теоретических соображений высказывались
предположения о гораздо больших величинах отрицательного заряда, который
за счет кулоновского взаимодействия создавал бы вокруг спутника
облако положительных ионов, что в конечном счете, как предполагалось,
должно было бы приводить к увеличению эффективного сечения
торможения спутника. Это предположение вряд ли правдоподобно и поэтому
рассматривать его детально не имеет смысла.
Величина поверхностного заряда, обусловленная эмиссией
вторичных электронов для различных материалов, используемых в
конструкциях и для покрытий, приводится в табл. 2.7.1.
Таблица 2.7J
Величины поверхностного заряда, обусловленные эмиссией вторичных
электронов [139J


менование
Mg
Al
Ti
Fe
Ni
Cb
Mo
Pd
Ag
Cd
Sn
Sb
Та
W
Pt
Au
Pb
Bi
Металлы
h
0,95
0,95
0,9
1,3
1,35
1,2
1,25
1,3
1,47
1,14
1,35
1,3
1,3
1,35
1,5
1,45
1.1
1.5
Ег[эв]
—
—
120
150
175
150
120
150
300
—
250
250
250
350
150
250
80
Ет[эв]
300
300
280
400
550
375
375
250
800
450
500
600
600
650
750
800
500
900
Е2[эв]
,
—
—
1400
1750
1100
1300
2000
700
—
2000
2000
1500
3000
2000
1000
2000

Материал
Пирекс
Кварц
А1203
А1203
Слюда
ВаО,
SrO,
ZnS
MgO
MRO
Диэлектрики |
V
2,3
2,1
1,5
4,8
2,4
8
2,4
4,0
Е\[эв\
40
30
—
30
60
Ет[эв]
340
400
400
1300
380
1500
1500
400
Е2[эв]
2300
2300
1700
3300
3500
(6000,
9000)
При коэффициенте аккумуляции электронов бэ= 1 количество
аккумулированных электронов равно количеству излученных, при бэ>1
поверхность приобретает положительный заряд, при бэ<С1—отрицательный.
Для металлов 0,9<6Э<1,5, для диэлектриков величина бэ выше. Рис.
17.1 дает представление о механизме явления и поясняет характерные
276

величины, приводимые в таблице. Данные получены в лабораторных
экспериментах с моноэнергетическими пучками первичных электронов,
перпендикулярных к облученной поверхности.
Вторичные электроны имеют малые энергии, поэтому их эмиссия
очень быстро снижается при возникновении положительного
поверхностного заряда, что, в свою очередь, гарантирует от появления слишком
больших положительных зарядов. Очень сильно сказывается на
распределении зарядов облучение корпускулярными излучениями тонких
пленок. Первичные частицы проникают сквозь них, рассеивая большое чис-
^_^^ Положитель-
V////A ный
поверхностный, заряд
Знергия первичны* злеятронов Е
Рис. 2.7.1. Образование поверхностного заряда в
зависимости от энергии первичных электронов [139]
ло электронов в направлении своего движения. Энергии этих электронов
велики и поэтому саморегулирование заряда, которое имеет место в
случае малоэнергичных вторичных электронов, в данном случае
оказывается невозможным. В особенности это явление предполагается
характерным для микрометеороидов (йикрометеорных частиц). Предполагается
далее, что в результате этого метеороиды ускоряются геомагнитным
полем, что и объясняет наличие у Земли своеобразного метеороидного
пояса или облака. Использование тонких пленок в различных конструкциях,
работающих в условиях облучения корпускулярными потоками, должно,
очевидно, приводить к образованию разности потенциалов между
различными параллельными слоями, стенками и т. п., если они изолированы
друг от друга.
Наведенная радиоактивность не представляется для космических
аппаратов существенной, если полагать лишь воздействие природных
корпускулярных излучений. Серьезным может оказаться воздействие
нейтронного облучения, если на космическом аппарате используется
ядерный реактор без .существенной экранировки. Обычные материалы
покрытий, такие как, например, кобальт, активируются и их излучение
может оказаться серьезной проблемой как для работы различных
систем, так и всего космического аппарата в целом.
2.8. НЕКОТОРЫЕ СПЕЦИФИЧЕСКИЕ ТРЕБОВАНИЯ
К ЭЛЕКТРОННОЙ АППАРАТУРЕ, ОБУСЛОВЛЕННЫЕ
ВОЗДЕЙСТВИЕМ РАДИАЦИИ [74]
ВЫБОР ЭЛЕМЕНТОВ СХЕМ
Первым условием повышения надежности работы аппаратуры в
космических условиях является выбор элементов, которые могли бы
работать в условиях облучения с наибольшим сохранением своих
характеристик. В первую очередь это относится к обычным транзисторам,
поскольку они наиболее чувствительны к воздействию радиации (ионизация и
эффект смещения). В то же время полевые транзисторы работают
достаточно устойчиво и мало меняют свои характеристики при облучении их
потоками нейтронов порядка 1 • 1015 смг*. Туннельные диоды сохраняют
свои характеристики даже при облучении потоком нейтронов порядка
2-1016см~2.
277

Стеклянные баллоны электронных ламп выходят из строя при 1016
нейтрон • см~2, тогда как керамические лампы выдерживайте дозы 1017
нейтрон • см~2. Конденсаторы, а также керамические и титановые резисторы
обладают повышенной стойкостью к радиации.
С точки зрения воздействия на транзисторы могут иметь место
различные эффекты, обусловленные радиацией. С одной стороны, в
результате ионизации может иметь место разбаланс параметров цепи, вызывая
кратковременные первичный и вторичный фототоки в транзисторе.
Смещение атомов с их обычных положений приводит к долговременным
повреждениям, вызывающим уменьшение коэффициента усиления по току.
Изменение коэффициента усиления по току может быть вычислено
для дозы нейтронного облучения, составляющей четверть той дозы,
которая приводит к полному отказу данного транзистора, с точностью до
50%:
h 1
1 +
0,194Фр1
kef vV
где
(32 — коэффициент усиления по току после облучения;
(3i — коэффициент усиления по току до облучения;
Ф — число нейтронов на см2 (при Е> 10 кэв);
/Гр — граничная частота усиления по току в схеме с общей базой;
kc — коэффициент ухудшения.
Величины коэффициента kc для различных полупроводников имеют
Таблица 2.8.1
следующие значения (табл.
2.8.1).
Для удобства практического
использования зависимости p2/pi
на ее основе построены [74]
номограммы, позволяющие быстро
проводить оценки влияния
нейтронного облучения.
Облучение нейтронами
изменяет также и проводимость базы,
но это изменение проявляется
для всех транзисторов, за исключением самых высокочастотных
с /кр>Ю00 Мгц, значительно слабее, нежели изменение времени жизни
не основных носителей, обусловливающее эффект, описанный выше.
Для высокочастотных транзисторов оба эффекта приблизительно
одинаковы.
Гамма-излучение генерирует в транзисторе ток, который
приближенно может быть определен по формуле
Материалы базы
Германий я-типа
Германий /?-типа
Кремний я-типа
Кремний /?-типа
кс[нейтрон-см~2-
• сек]
5-107
2,4-107
2,8-106
3,2-106
I{t)-
'(Xl~\~X2)i
где
ч-
R{t).
о-
е -
сек
*~i
■ заряд электрона — 1,6-10~19 в /с;
- мощность дозы гамма-облучения в эрг • г~
для данного материала полупроводника;
- плотность полупроводникового материала в г •
- площадь перехода в см2]
эффективность ионизации в эрг: для германия
= 4,8 • 10~12 эрг, для кремния 6 = 5,6 • 10~12 эрг\
' СМ~
%\ и х2 — толщина областей материала по обе стороны перехода
транзистора, в которых генерируются пары
электронной.
Проверка приведенной зависимости показала, что она справедлива,
когда полная доза облучения больше 104 эрг • г"1.
278

Спад наведенного тока зависит от времени жизни не основных
носителей, которое лежит в пределах 10~6 сек для высокочастотных
транзисторов и до 10~3 сек— для низкочастотных, и от постоянных времени
данной цепи, которые могут увеличить время восстановления до величин
больших, чем указанные. Уменьшение временных констант является
путем создания быстровосстанавливающихся схем.
Полевые транзисторы менее чувствительны к эффекту смещения,
поскольку их работа не зависит от времени жизни не основных носителей.
Транзисторы с диодным затвором более распространены и обладают
большей чувствительностью. Небольшой ток утечки через /ш-переход
возрастает при нейтронном облучении как и в обычном диоде. С
повышением его возрастает напряжение запирания.
В полевых транзисторах с изолированным затвором имеется слой
полупроводникового материала. Ток утечки снижается в них до столь
малой величины, что напряжение запирания практически не зависит от
облучения нейтронами. Изменение проводимости наблюдается только
при дозах более 5- 1014—5- 1015 смг2 (при £>10 кэв). Но следует
отметить, что при таких дозах одинаково ухудшаются характеристики
полевых транзисторов обоих типов и поэтому в таких случаях целесообразно,
очевидно, применять германиевые транзисторы дециметрового
диапазона. Полевые транзисторы чувствительны и к поверхностному действию
ионизации.
На основных носителях работают также туннельные диоды.
Допустимая доза зависит от плотности тока, связанной с отношением емкости
к току максимума. Максимальной стойкостью обладают туннельные
диоды с наибольшим током максимума и минимальной емкостью. Они могут
сохранять характеристики при дозах 2 • 1016 нейтрон • см~2 (при Е>
>№кэв).
Назначение диода в схеме определяет, какое из возможных
повреждений (увеличение сопротивления в прямом направлении с ростом дозы,
повышение зинеровского напряжения, увеличение обратного тока
утечки, менее резкий изгиб характеристики около зинеровского напряжения)
будет наиболее существенным. Для выпрямительного и
переключательных диодов существенно важны первая и третья причина, на работе
зинеровского диода (стабилитрона) больше сказываются вторая и
четвертая, причем стабилитроны с низким зинеровским напряжением являются
радиационно более стойкими.
Облучение нейтронами приводит к растрескиванию стеклянных
баллонов ламп, содержащих бор, захватывающий тепловые нейтроны, что
увеличивает тепловую нагрузку баллона. Детали электродов при
облучении могут выделять газ — такие лампы выходят из строя при
облучении 5 • 1015—5 • 1016 нейтрон • смг2. Металлокерамические электронные
лампы выдерживают дозы 1017 нейтрон-см~2 (при /Г>10 кэв), отказывая
при 1018—1020 нейтрон • смг2.
Ионизирующие излучения приводят к появлению вторичной эмиссии
со стенок баллона и электродов, которая имеет место только во время
действия импульса гамма-излучения. При 107 рад • сек~1 (по углероду)
в керамической лампе наблюдается ток около 1 мка. Скорость
восстановления зависит от постоянных времени цепей, обычно время
восстановления велико и для его уменьшения необходимо разрабатывать низкоим-
педансные схемы.
Термоэлектронные интегральные микромодули (ТШМ) начинают
работать при 580° С. Они изготовляются из нечувствительных к
воздействию радиации материалов (керамика и титан). Сопротивления и
конденсаторы из этих материалов также не подвержены воздействию
радиации и могут быть рекомендованы для применения в радиационно-стой-
ких схемах. Благодаря малым размерам и высоким рабочим температу-
279

рам микромодули менее чувствительны к действию радиации, нежели
схемы на обычных электронных лампах.
Доза аб'лучения [рад] (по углероду)
Детали и материалы
1014 1015 1016 1017 101г
„,,,,,,,,,,,л [Нейтрон-см ~г\ (приЕ>10кэв)
\///////////Л Некоторое ухудшение характеристик
Рис. 2.8.1. Сравнительная чувствительность элементов схем к облучению [74]
Сравнительная чувствительность к радиации различных элементов
схем дается на диаграмме рис. 2.8.1.
СХЕМЫ, СТОЙКИЕ К РАДИАЦИИ
Для разработки предельно стойкой по отношению к радиации схемы
прежде всего следует четко представлять себе условия, в которых она
будет работать, различать виды радиации, которые будут на схему
воздействовать. Следует учитывать далее степень экранированности
каждой данной детали различными частями космического аппарата, перейти
к редуцированному потоку радиации, который должен наблюдаться
именно в данной части объема космического аппарата. Здесь же
решается и вопрос о необходимости дополнительной экранировки или же.
об изменении компоновки узлов и деталей. Выясняется далее, как
повлияет отказ каждой из подсистем на работу всей системы в целом. При
общем рассмотрении выявляются подсистемы, наиболее чувствительные
к радиации, которые и требуют особого внимания конструктора при их
разработке.
Допустимая доза радиации для подсистемы определяется по ее
наиболее слабому звену. Это обязывает к анализу каждого элемента,
каждого материала, к подбору материалов наиболее стойких в радиационном
отношении, для чего могут быть использованы сравнительные данные
о чувствительности материалов к радиации, приведенные выше. При
подборе элементов может возникнуть необходимость в проведении
специальных радиационных испытаний материалов, поскольку имеющихся,
данных недостаточно, а к результатам, полученным в условиях экспери-
280

знергия электронов\Мзв\
WOO
Знергия протонов [Мэв]
Рис. 2.8.2. Толщина алюминиевого
экрана, обеспечивающего полное
торможение электронов и протонов
различных энергий [74]
Направление потоках
0.1
'О 1 2 3 Ч 5 6 7мм
Толщ,ина экранов
Рис. 2.8.3. Уменьшение дозы гамма-
облучения (относительное) при его
прохождении через свинцовый экран.
Энергия фотонов составляет 1 Мэв
[74]. Расчетная зависимость
/=/о(е-^) (В. F.),
где 10 — начальная мощность дозы
перед экраном;
/-^мощность дозы за
экраном;
B.F. — коэффициент
установления;
fx —- коэффициент линейного
поглощения;
х — толщина свинцового
экрана
12 3 4 5 6 7
Толщина полиэтилена [см]
Рис. 2.8.4. Толщина полиэтилена,
необходимая для снижения дозы
облучения нейтронами с энергией
3 и 1 Мэв до необходимой
относительной величины [74]
281

мента, отличающихся от заданных, следует относиться с
осторожностью.
При больших поверхностных эффектах следует применять только
транзисторы с пассивированной поверхностью или транзисторы в ваку-
умированных корпусах. Ухудшение характеристик в отдельных частях
схем может быть компенсировано методами схемотехники. Общего
решения здесь не существует и поэтому приходится каждый раз
изыскивать наиболее эффективные возможности. В работе [74] даются два
примера разработки такого рода схем, устойчивых к воздействию радиации.
Стремление повысить стойкость схемы к радиации предъявляет свои
требования и к общей компоновке, общему конструктивному
оформлению систем, их компоновке. Поэтому тот и другой вопрос решаются на
ранней стадии проектирования. С точки зрения повышения стойкости
к радиации очень важным условием является отсутствие контакта
поверхностей схем с воздухом. Это предотвращает токи утечки, которые
могут иметь место в результате ионизации воздуха жесткими
излучениями. Отсутствие контакта с воздухом достигается или путем откачки его
или же путем заливки схем веществами типа кремнийорганических или
эпоксидных смол.
Для случаев, когда имеет место облучение протонами или
электронами малых энергий, целесообразным оказывается использование
экранировки, но при этом следует учитывать вторичные излучения,
возникающие в результате торможения частиц в материале экрана, что может
вызвать свои нежелательные последствия. На рис. 2.8.2, 2.8.3 и 2.8.4
приводятся графики, иллюстрирующие эффективность некоторых экранов для
различных условий облучения — протонами и электронами,
гамма-излучением и нейтронами.

ЛИТЕРАТУРА
1. Аким Э. Л., Определение поля тяготения Луны по движению ИСЛ «Луна-10»,
«Космические исследования», том IV, вып. 6, 1966.
2. А л е к с а н д р о в С. Г., Федоров Р. Е., Советские спутники и космические
корабли, изд-во АН СССР, 1961.
3. А л ь п е р т Я. Л., Г у р е в и ч А. В., П и т а е в с к и й Л. П., Искусственные
спутники в разреженной плазме, изд-во «Наука», 1964.
4. Альперт Я. Л., Синельников В. М., О высотно-временном
распределении электронной концентрации и неоднородных образованиях внешней ионосферы, Сб.
«Исследования космического пространства», Труды конференции, изд-во «Наука», 1965.
5. Андрианкин Э. И., О пробивании преград метеоритами, «Космические
исследования», том IV, вып. 2, 1966.
6. Андрианкин Э. И., Степанов Ю. С, О глубине пробивания при ударе
метеорных частиц, Сб. ИСЗ, вып. 15, изд-во АН СССР, 1963.
7. Б а р а б а ш е в Н. П., Оптические свойства атмосферы Марса и Венеры по
данным фотометрических наблюдений, Сб. «Вопросы астрофизики», изд-во «Наукова
Думка», 1965.
8. Бенедиктов Е. А., Гетманцев Г. Г. и др., Результаты измерений
интенсивности радиоизлучения на частотах 725 и 1525 кгц при помощи аппаратуры,
установленной на спутнике «Электрон-2», Сб. «Исследования космического пространства»,
изд-во «Наука», 1965.
9. Б ее с о н о в а Т. Д., Проверка гипотезы лимонитового покрова на Марсе инди-
котометрическим путем, Сб. «Вопросы астрофизики», изд-во «Наукова Думка», 1965.
10. Б р еу с Т. К-, Г д а л е в и ч Г. Л., Электронная и ионная температуры в
ионосфере, Сб. «Исследования космического пространства», Труды конференции, изд-во
«Наука», 1965.
И. Брех, Дуглас, Ване, Влияние электронной бомбардировки на оптические
свойства терморегулирующих покрытий, «Ракетная техника и космонавтика»,
1965, № 12.
12. Брыкина Л. С. и др., Действие протонов высокой энергии на
полупроводниковые детекторы ядерных излучений. «Космические исследования», том. II,
вып. 4, 1964.
13. Будыко М. И., Тепловой баланс земной поверхности, Гидрометеоиздат, 1953.
14. Б у р д о Р. Е., Ч э м п е н Дж., М а е д а К., «Исследование ионосферы при
помощи ракет и спутников», «Космические исследования», т. III, вып. 1, 1965.
15. В ер нов С. Н., Состояние и перспективы изучения радиационных Поясов
Земли, Сб. «Исследования космического пространства», Труды конференции, изд-во
«Наука», 1965.
16. В ер нов С. Н., Нестеров В. Е. и др., Исследование внешнего
радиационного пояса Земли на малых высотах при полетах кораблей-спутников и ИСЗ «Космос»
с 1960 по 1963 гг., Сб. «Исследования космического пространства», Труды конференции,
изд-во «Наука», 1965.
17. В ер нов С. Н., Савенко И. А. и др., Внешний радиационный пояс Земли
на высоте 320 км, Сб. ИСЗ, вып. 10, изд-во АН СССР, 1961.
18. В ер нов С. Н., Савенко И. А. и др., Обнаружение внутреннего
радиационного пояса на высоте 320 км в районе Южно-Атлантической магнитной аномалии»,
Сб. ИСЗ, вып. 10, изд-во АН СССР, 1961.
19. В ер нов С. Н., Чудаков А. Е. и др. «Нерегулярные потоки электронов
высоких энергий вблизи границы радиации поясов Земли, Сб. «Исследования
космического пространсгва», Труды конференции, изд-во «Наука», 1965.
20. В е р н о в С. Н., Чуда ков А. Е. и др. «Результаты исследования
геометрического расположения и состава частиц радиационных поясов Земли по данным
спутников «Электрон-1» и «Электрон-2», Сб. «Исследования космического пространства»,
Труды конференции, изд-во «Наука», 1965.
283

21. Виноградов А. П. и др., Предварительные результаты измерений гамма-
излучения лунной поверхности с помощью космической станции «Луна-10»,
«Космические исследования», т. IV, вып. 6, 1966.
22. Гальперин Ю. И., Об эффектах американского ядерного взрыва 9 июля
1962 г. в верхней атмосфере, «Космические исследования» том. III, вып. 3, 1965.
23. Гальперин Ю. И., Физические картины возникновения искусственного
пояса радиации при американском высотном термоядерном взрыве 9 июля 1962 г., Сб.
«Исследования космического пространства», Труды конференции, изд-во «Наука», 1962.
24. Гальперин Ю. И. и В о л ю н о в а А. Д., Регистрация эффектов высотного-
термоядерного взрыва 9 июля 1962 г. на спутнике «Космос-5», «Космические
исследования», т. II, вып. 5, 1964.
25. Гарднер, Влияние ионизирующих излучений на твердое топливо,
«Ракетная техника», 1962, № 7.
26. Гинзбург Л. В., Ку рносова Л. В. и др., Исследование интенсивности
заряженных частиц во время полетов 2-го и 3-го кораблей-спутников, Сб. ИСЗ„
вып. 10, изд-во АН СССР, 1961.
27. Головин Б. М. и др., Действие притоков высокой энергии на кремниевые
фотоэлементы, «Космические исследования», том. I, вып. 2, 1963.
28. Г р и г о р о в Н. Л. и др., Изучение корпускулярной радиации на КА «Луна-10»,.
«Космические исследования», том. IV, вып. 6, 1966.
29. Григорьева Г. М. и др., Исследование радиационной стойкости
кремниевых фотопреобразователей (по данным эксперимента на ИСЗ «Электрон-3»)
«Космические исследования», том IV, выл. 5, 1966.
30. Грин га уз К. И., Межпланетная плазма (солнечный ветер), Сб.
«Исследования космического пространства», Труды конференции, изд-во «Наука», 1965.
31. Г р и н г а у з К. И., Безруких В. В. и др., Изучение межпланетного
ионизированного газа, энергичных электронов и корпускулярного излучения Солнца при
помощи трехэлектродных ловушек заряженных частиц на второй межпланетной
Советской станции, Доклады АН СССР, т. 131, № 6, стр. 1301, i960.
32. Грингауз К. И., Рудаков В. А., Измерения электронной концентрации
в ионосфере до высот 420—470 км, проведенные во время МГГ при помощи радиоволн,
излучавшихся с геофизических ракет АН СССР, Сб. ИСЗ, вып. 6, 1961.
33. Грингауз К. И., Хохлов М. 3., Самый высший пояс заряженных частиц>
Сб. «Исследования космического пространства», Труды конференции, изд-во «Наука»,
1965.
34. Г р и н г а у з К. И. и др. Результаты экспериментов по изучению плазмы в
окололунном пространстве с помощью ловушек заряженных частиц на первом ИСЛ,
«Космические исследования», том. IV, вып. 6, 1966.
35. Данилов А. Д., Я ц е н к о С. П., К вопросу об ионосферной гипотезе
радиоизлучения Венеры. Сб. «Вопросы астрофизики», изд-во «Наукова Думка», 1965.
36. Джафф, Риттенхауз, Поведение материалов в космических условиях,
«Ракетная техника», 1962, № 3.
37. Ж о н г о л о в и ч И. Д., Опыт определения некоторых параметров
гравитационного поля Земли из результатов наблюдения спутников 1957 р2, 1958 6ь 1958 62,
«Бюллетень станций оптического наблюдения ИСЗ», № 2, Астросовет АН СССР, 1960.
38. Жузгов Л. Н. и др., Исследование магнитного поля со спутника «Луна-10»,
«Космические исследования», т. IV, вып. 6, 1966.
39. Залет а ев В. М., Температурное поле элементов тонкостенных поверхностей
спутников при радиационном теплообмене», «Космические исследования», том IV,
вып. 1, 1966.
40. Имитация космических условий при испытаниях непилотируемых летательных
аппаратов (обзор), «Вопросы ракетной техники», 1966, № 10.
41. Имитации космических условий при испытаниях непилотируемых летательных
аппаратов (обзор), «Вопросы ракетной техники», 1966, № 11.
42. Истомин В. Г., Состав внешней ионосферы по данным измерений на
спутниках «Электрон», Сб. «Исследования космического пространства», Труды
конференции, изд-во «Наука», 1965.
43. К е л л о г У., С а г а н К-, Атмосфера Марса и Венеры, ИЛ, 1962.
44. Колтун М. М., Л а н д ем о н А. П., Просветление и температурная стабили-
зация кремниевых фотоэлементов, предназначенных для работы в условиях
радиационного теплообмена, «Космические исследования», том И, вып. 4, 1964. •
45. Кондратьев К. Я-, Актинометрия, Гидрометеоиздат, 1965.
46. Кондратьев К. Я., Метеорологические исследования с помощью ракет
и спутников, Гидрометеоиздат, 1962.
47. К он д р а т ь ев К. Я., Метеорологические спутники, Гидрометеоиздат, 1963.
48. Кондратьев К. Я. и др., Поле излучения Земли как планеты,
Гидрометеоиздат, 1967.
49. Кондратьев К- Я-, Ф и л и п о в и ч О. П., Тепловой режим верхних слоев
атмосферы, Гидрометеоиздат, 1960.
50. Красовский В. И., Советские исследования ионосферы при помощи ракет
и спутников, Сб. ИСЗ, вып. 2, изд-во АН СССР. 1958.
284

51. Красовский В. И., Шкловский И. С. и др., Обнаружение в верхней
атмосфере электронов с энергией около 10 кэв, Сб. ИСЗ, вып. 6, изд-во АН СССР, 1961.
52. Красснер Г. и Микаэлс Д., Введение в технику космической связи,
Перевод с английского, изд-во «Связь», 1967.
53. К р о ш к и н М. Г., Исследование верхней атмосферы и метеорологические
исследования, выполняемые с помощью спутников (обзоры за 1963, 1964, 1965 и 1966 гг.),
Сб. «Геофизика», серия «Итоги науки», ВИНИТИ, 1964, 1965, 1966, 1967.
54. Кузнецов С. Н. и др., Временные изменения внешнего радиационного пояса
Земли по данным спутников «Электрон», Сб. «Исследования космического
пространства». Труды конференции, изд-во «Наука», 1965.
55. Л а в р енть ев М. А., Проблема пробивания при космических скоростях.
Сб. ИСЗ, вып. 3, изд-во АН СССР, 1959.
56. Лебедева И. И., Проверка гипотезы лимонитового покрова на Марсе по
данным спектрофотометрии, Сб. «Вопросы астрофизики», изд-во «Наукова Думка», 1965.
57. Лебединский А. И. и др., Измерения потоков излучения Луны в ИК и
видимой областях спектра на спутнике «Луна-10», «Космические исследования», том. IV,
•вып. 6, 1966.
58. Мандельштам С. Л. и др., Исследование рентгеновского излучения Луны
при помощи спутника Луны «Луна-10», «Космические исследования», т. IV, вып. 6, 1966.
59. М а р к о в М. Н. и др., Слои верхней атмосферы, излучающие в инфракрасной
области спектра, Сб. «Исследования космического пространства». Труды конференции,
изд-во «Наука», 1965.
60. М а т в е е в Л. Г., Основы общей метеорологии. Физика атмосферы. Гидро-
метеоиздат, 1965.
61. Михневич В. В., Плотность и температура по результатам измерения на
ВГАС в 1963 г., Сб. «Исследования космического пространства», Труды конференции,
изд-во «Наука», 1965.
62. М о р о ж е н к о А. В., Я н о в и ц к и й Э. Г., Об определении оптических
параметров атмосферы с поверхности Марса при учете анизотропии рассеяния, Сб.
«Вопросы астрофизики», изд-во «Наукова Думка», 1965.
63. Мороз В. И., О пылевой оболочке Земли, Сб. ИСЗ, вып. 12, 1962.
64. М у х а м е д ж а н о в А. К-, О пробое тонкого экрана метеоритом,
«Космические исследования», том IV, вып. 2, 1966.
65. Назарова Т. Н., Исследование метеорного вещества, Сб. «Исследования
космического пространства», Труды конференции, изд-во «Наука», 1965.
66. Назарова Т. Н., Исследование метеорной пыли на ракетах и спутниках
Земли, Сб. ИСЗ, вып. 12, 1962.
67. Назарова Т. Н., Исследование метеорной пыли с помощью ракет и
спутников, «Космические исследования», том IV, вып. 6, 1966.
68. Назарова Т. Н. и др., Исследование метеорного вещества, «Космические
исследования», том I, вып. 1, 1963.
69. Н а з а р о в а Т. Н. и др., Предварительные результаты исследования межпла
летного вещества в окрестности Луны, «Космические исследования», том IV, вып. 6, 1966.
70. Наука в космосе. Пер. с англ., изд-во «Наука», 1964.
71. Национальные доклады АН СССР КОСПАРу за 1963, 1964 и 1965 гг.,
Специальные выпуски АН СССР, 1964, 1965, 1966.
72. Околоземное космическое пространство, Справочные данные, изд-во
«Мир», 1966.
73. О л с е н, Проектирование электронной аппаратуры с учетом воздействия
радиации. Часть I. Электроника, том 37, № 32, 1964.
74. О л с е н, Проектирование электронной аппаратуры с учетом воздействия
радиации. Часть П. Электроника, том 38, № 1, 1965.
75. П а у л, Замечания к статье «Поведение материалов в космических условиях»,
«Ракетная техника», 1962, № 8.
76. Первые панорамы лунной поверхности, изд-во «Наука», 1966.
77. П р о к 6 ф ь е в В. К-, Спектроскопические исследования состава атмосферы
Венеры. Сб. «Вопросы астрофизики», изд-во «Наукова Думка», 1965.
78. Р у с к о л Е. Л., Физические свойства лунной поверхности. «Космические
исследования», том III, вып. 3, 1965.
79. С л ы ш В. И., Измерения километрового космического радиоизлучения в
межпланетном пространстве, «Космические исследования», том IV, вып. 6, 1966.
80. Слыш В. И., Измерение космического радиоизлучения на частотах 210
и 2200 кгц на расстоянии до 8 радиусов Земли на АМС «Зонд-'2», «Космические
исследования», том III, вып. 5, 1965.
81. Совегская межпланетная станция «Венера-4», «Правда», 22 окт., 1967.
82. С т а ню ко в и ч К. П., Элементы теории удара твердых тел с большими
(космическими) скоростями, Сб. ИСЗ, вып. 4, изд-во АН СССР, 1960.
83. Степанов Ю. С, Некоторые вопросы пробивания при столкновении с
метеорными частицами, «Космические исследования», том III, вып. 6, 1965.
84. С т р е л к о в Г. М., О влиянии облачного покрова Венеры на ее
радиоизлучение в сантиметровом и миллиметровом диапазонах волн, Сб. «Вопросы астрофизики»,
изд-во «Наукова Думка», 1965.
285

85. Танцилли, Разработка стойкого белого покрытия, «Ракетная техника»,
1963, № 4.
86. Тестагуцца, Вольф, Ди Джоржио, Проверка в натуральных
условиях методики расчета теплового режима поверхности спутников Земли, «Вопросы
ракетной техники», 1966, № 4.
87. Шаронов В. В., Модель атмосферы и поверхности Марса с точки зрения
гипотезы чисто рассеивающей атмосферы, Сб. «Вопросы астрофизики», изд-во «Наукова
Думка», 1965.
88. Шаронов В. В., Некоторые замечания по вопросу о гипотезах
поглощающей атмосферы на Марсе, Сб. «Вопросы астрофизики», изд-во «Наукова Думка», 1965.
89. Ш у л е й к и н В. В., Физика моря, изд-во АН СССР, 1953.
90. Ч а х а р ч ь я н А. Н., Ч а х а р ч ь я н Т. Н., Генерация космических лучей на
Солнце, Сб. «Исследования космического пространства», Труды конференции, изд-во
«Наука», 1965.
91. Ягер К. Д е, Строение и динамика атмосферы Солнца, ИЛ, 1962.
92. Я н о в и ц к и й Э. Г., Об аэрозольной составляющей атмосферы Марса,
Сб. «Вопросы астрофизики», изд-во «Наукова Думка», 1965.
93. Al exand ег W. M., McCracken С. W., В о h n J. L.f Zodiacal
Dust Measurements by „Mariner IV". „Science", Sept. 10, 1965, vol. 14°, No. 3689.
94. Allen J. A. van, et al., Absence of Martian Radiation Belts and
Implications Thereof. „Science", Sept. 10, 1965, vol. 149, No. 3689.
95. Anderson A. D., „A model for the lower atmosphere of Mars based on
Mariner IV Occultation data", Dec. 1965, 6—75—65—62. Lockheed Palo Alto Research
Laboratory, Palo Alto, California.
96. A review of space research. NAS—NRC Publication 1079, 1962.
97. Blake R. L., Chubb T. A., F r i e d m a n H. and Unzicker A. E.
Spectral and photometric measurements of solar X—ray emission below 60A, „Astr.
Journ.", vol. 142, No. 1, July, K65.
98. Brown W. J., Gabbe J. D., Rosenzweig W. Resulst of the Telstar
Radiation Experiments, „The Bell Svstem Technical Journal", July, 1963.
99. Brown W. I. et al., The Spacecraft Radiation Experiments, „The Bell
System Technical Journal", July, 1963.
100. Champion K. S. W. and Marcos F. A., Now model atmospheres giving
latitudinal and seasonal variations in the thermosphere, „Space Research", vol. VII, s»
1185, North Hoi. Publ. Co. Amsterdam, 1967.
101. CIRA 1965 North—Holland publishing Compane, Amsterdam, 1965.
102. Evans J. V., Hagfora T. Radar studies of the Moon, „Moon and planets",
North Hoi. Publ. Co., Amsterdam, 1967.
103. Farlow N. H. er al., Sampling the Leonid meteor stream from a Luster
sounding rocket, „Space Research", v. VII, North Hoi. Publ. Co., Amsterdam, 1967.
104. Glas stone Samuel, Sourcebook on the space sciences, Van Nostrang,
1965.
105. Goldstein R., Radar studies of Venus, „Moon and planets", North Hoi.
Publ. Co., Amsterdam, 1967.
106. Groves G. V. Variations in upper atmosphere wind, temperature and
pressure at Woomera during the night of 29/30 April 1965, „Space Research", v. VII,
North Hoi. Publ. Co., Amsterdam, 1967.
107. Hall L. A., Damon K. R. and Hinteregger H. E., Solar
Extreme Ultraviolet Photon Flux Measurements in Upper Atmosphere of August 1961,
„Space Research", v. III, North Hoi. Publ, Co., Amsterdam, 1963.
108. Haviland R. P., House С. M., Handbook of satellites and space
vehicles. D. Van Norstrand Company, Inc. Princeton, New Jersey, Toronto, New York,
London, 1965.
109. Hem en way С. Н. et al., High altitude balloon—top collections of
cosmic dust, „Space Research", v. VII, North Hoi. Publ. Co., Amsterdam, 1967.
110. Hirao K., Layer structure instheelektron temperature profile in sthe
ionospherice, „Space Research", v. VII, North Holland Publ. Co., Amsterdam, 1967.
111. Holmes J. C, Johnson C. Y., Probing the upper atmosphere,
„Analytical chemistry", vol, 30, Sept. 1958.
112. Introduction to space science. Edited by W. N. Hess. Gordon and Breach,
1965, New York.
113. Johnson Charles I., Ionospheric composition and density from 90 to
1200 km at solar minimum. „J. Geophys. Res.", 1966, 71, No. 1.
114. Katzoff S., The electromagnetic—radiation environment of a satellite.
Part I. Range of thermal to X—radiation, NASA TND—1360, Sept., 1962,
115. Keating G. M., Prior E. J., Latitudinal and seasonal variations in
atmospheric densities, obtained during low solar activity by means of the inflatable
air density satellites, „Space Research", v. VII, North Hoi. Publ. Co. Amsterdam,
1967.
286

116. King J. W., Investigations of the upper atmosphere deduced from top—
side sounder data, „Nature", 1963, 197, No. 4868.
117. King-Hele D. G., Air densities at heights of 160—200 km determined
from the orbits of cosmos rockets, „Space Research", v. VII, North Hoi. Publ. Co.,
Amsterdam, 1967.
118. King-Hele D. G. and Scott P. W., A revaluation of the
rotational speed of the upper atmosphere, „Space Research", v. VII, North Hoi. Publ. Co.,
Amsterdam, 1967.
119. Kliore A. e t a 1., Occultation Experiment: Result of the first Direct
Measurement of Mars Atmosphere and Ionosphere, „Science", Sept. 10, 1965, v. 149,
No. 3689.
120. Kohlein W„ Geometric structure of the Earth's gravitational field as
derived from artificial satellites, „SAO Special report", No. 198, 1966.
121. Lindblad B. A., Solar cycle variations in atmospheric density as
deduced from meteor observations, „Space Research" v. VII, North Hoi. Publ. Co.,
Amsterdam, 1967.
122. Lock wood G. E., Petri с L. E., Low latitude field aligned ionisa-
tion observed by the Alouette topside sounder. „Planet and Space Sci.", 1963, 11, No. 3#
123. M a s 1 e у A. J., Go e d ek e A. D., Complete dose analysis of the
Nov. 12, 1960 solar cosmic ray event. „Space Research" v. HI, North Holland
Publishing Co., Amsterdam, 1963.
124. M i e r s, Bruce Т., Wind oscillations between 30 and 60 km over White
Sands Missile Range, New Mexico. „J. Atmosph. Sci.", 1965, 22, No. 4.
125. Modisette J. L., The electromagnetic—radiation environment of a
satellite, Part II, Radio waves, NASA TND—1361, Sept. 1962.
126. Narcisi R. S., Bailey A. D., Lucca L. Delia., The composition
of lower ionosphere during the 1965 Leonid meteor shower, „Space Research" v. VII,
North Hoi. Publ. Co. Amsterdam, 1967.
127. Neugebauer M., Snyder C. W., Solar — Wind Measurementsnear
Venus, „J. of Geophys. Res.", v. 70, No. 7. April, i, 1965.
128. Nicola ides J. D., Macoraber M. M., Navigation and geodetic
satellites. „Advances in Space Science and Technology", v. '5, Academic Press, N. Y.
London, 1963.
129. Research in Geophysics, v. I, Edited by Hugh Odishaw, MIT
Press, 1964.
130. R о e d e г е г J. G., High—Energy Solar Particle Events, „Research in
Geophysics", v. I, The M. I. T. Press, Combridge, Massachusetts, 1964.
131. Samir U. and Will mo re A. P., The distribution of charged
particles near a moving spacecraft. „Planet and Space Science", 1965, v. 13.
132. Sayers J., Roth well P., W a g e r J. H., Evidence for a further
ionospheric ladge above the F2 region. „Nature", 1962, 195, No. 4847.
133. Smith E. J. et a 1., Magnetic Field Measurements near Mars.
„Science", Sept. 10, 1965, v. 149, No. 3689.
134. Smith E. J. et a 1., Magnetic Measurements near Venus, „J. of
Geophys. Res.", v. 70, No. 7, April 1, 1965.
135. Spencer N. W., Diurnal Variation of molecular nitrogen in the thermo-
sphere, „Space Research", v. VII North Hoi. Publ. Co., Amsterdam, 1967.
136. Tepper M., Johnson D. S., Toward operational weather satellite
systems. „Astronautics and Aeronautics", June, 1965.
137. Ulwick J. С e t a 1., Rocket measurements with Electron and Jon
Probes in an Aurora. (Rep. Air Force Cambridge Research Laboratories), „Space
Research", v. IV, 1965.
138. US Report to COSPAR Ninth Meeting, Vienna, Austria, May, 1966.
139. Vliet R. M. van, Passive Temperature Control in the Space
environment, The Macmillan Company, New York Collier—Macmillan Limited, London, 1966.
140. Vries L. L. d e, Friday E. W., Jones L. C, Analysis of density
data deduced from low—altitude high resolution satellite tracking data, „Space
Research", v. VII, North Hoi. Publ. Co., Amsterdam, 1967.
141. Werner M. W., By ram E. T. and С h a b b T. A.. 1115 A for
ultraviolet» stellar photometry, „Annales d' Astrophysique", v. 28. No. 3, 1965.

СОДЕРЖАНИЕ
Стр.
Предисловие 3
Часть I
Физические характеристики околоземного и межпланетного пространства,
условия на ближайших небесных телах
1.1. Электромагнитное излучение Солнца. Активность 5
1.2. Радиационные поля Земли 39
1.3. Радиационные поля в космосе 57
1.4. Корпускулярная радиация 80
1.5. Магнитное поле Земли 108
1.6. Верхняя атмосфера Земли 128
1.7. Ионосфера Земли 161
1.8. Метеорные тела в межпланетном пространстве 173
1.9. Общие физические характеристики Луны, Венеры и Марса 184
Часть II
Внешние воздействия на материалы и аппаратуру космических аппаратов
2.1. Тепловой режим 212
2.2. Потери вещества в вакууме 216
2.3. Воздействие метеорных частиц . . . 231
2.4. Воздействие электромагнитной радиации 238
2.5. Воздействие корпускулярной радиации 248
2.6. Воздействие корпускулярной радиации на фотоэлементы и полупроводники 262
2.7. Поверхностный заряд 275
2.8. Некоторые специфические требования к электронной аппаратуре,
обусловленные воздействием радиации 277
Литература 283
Михаил Галактионович Крошкин
ФИЗИКО-ТЕХНИЧЕСКИЕ ОСНОВЫ КОСМИЧЕСКИХ ИССЛЕДОВАНИЙ
Издательский редактор А. А. Степанова Художник Н. Т. Дворников
Техн. редактор В. И. Орешкина Корректор Е. П. Карнаух
Т—03009 Сдано в набор'15/Х 1968 г. Подписано в печать 7/V 1969 г.
^Форуат 70X108Vi6. Печ. л. 18,0. (Усл. печ. л. 25,20). Уч.-изд. л. 22,80
Бум. л. 9,0 Бумага № 1 Тираж 2200 экз. Зак. № 1354
Цена 1 р. 91 к. Тем. план 1968 г. № 143
Издательство «Машиностроение», Москва, К-51, Петровка, 24
Московская типография № 8 Главполиграфпрома
Комитета по печати при Совете Министров СССР,
Хохловский пер., 7. Заказ 2377