В литературе [1, 31] приведены подробные сведения о свойствах ионосферы. Поэтому ниже ограничимся лишь весьма краткими сведениями, представляющими наибольший интерес для радиолюбителей.
Слой D
Слой D — это самый нижний слой ионосферы, который расположен на высоте от 60 до 90 км, а его максимальная плотность соответствует высоте 75 км. Плотность свободных электронов в этом слое сравнительно небольшая: (2—7) ∙ 108 эл/м3. Слой обязан своим существованием ионизации окиси азота NO ультрафиолетовой компонентой светового излучения. Плотность электронов в этом слое максимальна в полдень, а после захода солнца резко падает. Считается, что слой D не может быть использован для переизлучения радиоволн.
Слой Е и Ес
Слой Е обладает значительной плотностью электронов, составляющей (4 ÷ 10) ∙ 1010 эл/м3, и поэтому представляет собой хороший переотражатель для радиоволн диапазона КВ.
На высотах, соответствующих слою Е, достаточно часто возникают спорадические локальные отражающие слои Еc. Причина их появления до сих пор не выяснена полностью. Спорадический слой Еc может возникнуть на высотах от 50 км до 150 км и часто перемещается с большой скоростью (до нескольких сотен километров в час) в западном направлении. Плотность электронов в спорадических слоях Ес очень высока, и хотя время их существования не превышает нескольких десятков минут, эти слои могут играть (и играют) важную роль в установлении радиолюбительских связей на верхних частотах КВ диапазона и в диапазоне УКВ.
До сих пор не доказана полная корреляция между солнечной активностью и возникновением спорадических слоев Еc. Достаточно хорошо доказана другая закономерность, а именно вероятность возникновения слоев Ес зависит от времени года. Обработка результатов наблюдений, проведенных за семилетний период (1964—1970 гг.), показала, что наибольшая продолжительность радиосвязей за счет переотражения от слоев Ес приходится на июнь и составляет около 44 тыс. минут, а минимальная продолжительность — на декабрь (рис. 4.16а).
Эксперименты показали, что число возникновений спорадических слоев Ес в июне составляет около 220 и наблюдаются они в основном между 12 час и 24 час. В декабре число возникновений слоев Ес резко уменьшается (до 15), причем эти слои возникают в основном в вечерние часы (рис. 4.16б, в).
Наблюдалась определенная закономерность возникновения распространения радиоволн. За счет переотражения от слоя Ес для различных частотных диапазонов. Если критическая частота спорадического слоя Eс fкр = 30 МГц, то этот слой позволяет осуществить радиосвязь с отдаленными радиостанциями в диапазоне 10 м. С ростом частоты fкр появляется возможность осуществить прием сигналов телевизионного вещания отдаленных телецентров, работающих в диапазоне около 50 МГц. Если fкр достигает значений 60—70 МГц, то можно принимать очень отдаленные станции, работающие в диапазоне 144 МГц (рис. 4.16г).
Эксперименты показали, что лишь сравнительно небольшая часть слоя Ес играет существенную роль в процессе отражения радиоволн и что эта область может достаточно быстро перемещаться.
Слой F
Слой F играет большую роль в радиосвязи; благодаря этому слою возможна организация протяженных радиолиний связи в диапазоне КВ.
В течение дня наблюдается увеличение плотности электронов в двух областях слоя F, получивших названия F1 и F2. Возможность возникновения слоя F1 мало зависит от времени года. Слой F1, как и слой Е, исчезает после захода солнца. Слой F2 характеризуется большей неоднородностью плотности электронов, имеет большее время существования и не исчезает ночью. Правда, в ночное время высота слоя F2 уменьшается; также уменьшается в ночное время и плотность электронов.
Максимальная плотность электронов в слое F1 достигает 4∙1011 эл/м3, и поэтому для радиосвязи этот слой играет меньшую роль, чем F2, в котором плотность электронов достигает 2∙1012 эл/м3.
Выше слоя F находится слой G (на высотах 700...800 км), который играет незначительную роль в организации радиолиний связи.
Плотность электронов во всех слоях и, следовательно, условия распространения радиоволн существенным образом зависят от состояния Солнца, точнее, от состояния поверхности Солнца (рис. 4.17). Протуберанцы, сопутствующие пятнам на поверхности Солнца, по сути дела являются источниками, «выбрасывающими» энергию (в основном в виде потоков электронов и гамма-лучей) в космическое пространство. Эта энергия, достигая поверхности Земли, воздействует на ионосферу, изменяя тем самым условия распространения радиоволн вблизи Земли.
Наблюдается периодическое изменение числа пятен на поверхности Солнца. В астрономии используется число Вольфа $$\begin{equation}W=kn+10g\end{equation}\tag{4.10}$$ где k — число единичных пятен на поверхности Солнца; n — коэффициент, зависящий от разрешающей способности астрономического инструмента, с помощью которого наблюдается поверхность Солнца (например, оптического телескопа); g — число групповых пятен на поверхности Солнца. Отдельные пятна могут иметь размеры, во много раз превышающие размеры Земли. Так, например, в августе 1972 г. на Солнце наблюдалось пятно диаметром около 65 000 км.
Солнечная активность подвержена циклическим изменениям с периодом 11 лет. В начале цикла появляются пятна, расположенные под углом 30° по обе стороны от солнечного экватора. С развитием цикла пятна перемещаются ближе к экватору. Максимальному значению числа Вольфа соответствует угловая ориентация пятен, составляющая ±16° относительно солнечного экватора. При дальнейшем приближении пятен к экватору (±6°) наблюдается спад солнечной активности.
Радиолюбитель с помощью достаточно простого оборудования может самостоятельно следить за процессом перемещения пятен, определять их число и пр. Эти наблюдения позволяют предсказать возникновение северных сияний, ионосферных и магнитных бурь, которые являются причинами резкого ухудшения, точнее, резкого изменения, обычных условий распространения радиоволн. Для проведения таких наблюдений можно воспользоваться обычной подзорной трубой. За выходным отверстием подзорной трубы на расстоянии нескольких сантиметров необходимо установить экран и сфокусировать изображение Солнца на этот экран. Следует особо подчеркнуть, что прямое наблюдение Солнца (без экрана) недопустимо, так как в этом случае можно повредить глаза.
Практика наблюдений показывает, что при прохождении больших одиночных пятен или группы пятен через центральный меридиан Солнца спустя несколько десятков часов на Земле наблюдаются магнитные бури и другие следствия солнечной активности. Помехи в магнитном поле Земли в виде мгновенных изменений положения магнитного полюса, а также изменения напряженности поля являются предметом постоянного излучения. Среднесуточные значения числа Вольфа представляют собой случайно изменяющиеся величины (рис. 4.18). Изменение среднемесячного значения числа Вольфа показано на рис. 4.19. Среднегодовое число Вольфа имеет одиннадцатилетнюю цикличность (рис. 4.20). Анализ одиннадцатилетних циклов показывает, что не во всех циклах солнечная активность достигает максимального значения.
Наблюдения за солнечными пятнами проводятся с 1749 г. К настоящему времени проанализирован 21 полный цикл.
Существует прямая зависимость между числом пятен и интенсивностью ультрафиолетового излучения. Чем больше пятен, тем больше интенсивность излучения, тем сильнее ионизация слоев, тем лучше условия распространения на высоких частотах. 19-й цикл имел необыкновенную интенсивность солнечных пятен: число Вольфа в марте 1958 г. достигало значения W = 201. Проходящий в настоящее время 21-й цикл, начавшийся на рубеже 1976—1977 гг., достиг максимума в 1980 г. Течение этого цикла подобно течению 20-го цикла.
Для радиолюбителей существенной является информация, которая касается высоты отражающего слоя. Зная этот параметр, нетрудно определить для заданного расстояния r оптимальный угол α, под которым следует излучать электромагнитную энергию, чтобы уровень принимаемого сигнала был максимальным. На рис. 4.21 приведена зависимость угла α от расстояния r до станции-корреспондента при различных высотах отражающего слоя.
С точки зрения минимизации помех при приеме выгодно использовать передающую антенну, которая излучает максимальную энергию под оптимальным углом α. В ряде случаев при связях через экватор отклонение оптимального азимута от направления на корреспондента может достигать 30° (более точное значение угла отклонения зависит от времени суток).
Из графиков на рис. 4.21 можно также сделать вывод, что односкачковая линия радиосвязи, т. е. линия с использованием одного отражения от ионизированного слоя ионосферы, имеет большую протяженность r, а для меньших расстояний наблюдается зона молчания.