Г.С.Иванов-Холодный

Исследования ионосферы и спутники

В в е д е н и е

Наше время - начало космического века.Человек с помощью космических ракет и искусственных спутников Земли осваивает верхнюю атмосферу и ближний космос. Новые знания рождают новые надежды. Попробуем оценить насколько этот лозунг оправдывается в отношении СЗФ (солнечно-земной физики). Ранее эта наука называлась по-другому - СЗСв (солнечно-земные связи, Solar-terrestrial relationships − STR). Но после достижения первых впечатляющих успехов в космических исследованиях, породивших большие надежды на превращение комплекса важных исследований влияния солнечной активности на геофизические процессы в настоящую физику, популярную и любимую в то время науку, на Международном Симпозиуме в Ленинграде в 1958 г. ее переименовали в СЗФ (STP). Была развернута и осуществлена широкая программа новых исследований на космических аппаратах (КА) и искусственных спутниках Земли (ИСЗ), благодаря чему удалось существенно продвинуться в некоторых направлениях СЗФ. Наша задача - попробовать показать это на примере исследования ионосферы. Сначала напомним, чем отличается наука "физика".

Ак.А.М.Прохоров в ФЭС [1] пишет: физика относится к точным наукам и изучает количественные закономерности явлений. В экспериментальной физике проводят опыты для обнаружения новых фактов и проверки известных физических законов. Цель теоретической физики состоит в формулировании законов природы и объяснении конкретных явлений на основе этих законов, а также в предсказании новых явлений. При изучении любого явления опыт и теория в равной мере необходимы и взаимосвязаны.
Исследования ионосферы не относятся к какому-либо разделу физики, а являются частью геофизики или солнечно-земной физики, где не в опыте, а в наблюдениях обнаруживают новые факты. Исследования ионосферы прошли два этапа, которые существенно различаются как методами наблюдения, так и масштабами применения физической теории. Благодаря сложившимся условиям удалось заметно продвинуться на пути изучения количественных закономерностей изменения ионосферы, но проблемы остаются. Возможно, некоторые из них удастся решить с использованием спутников.

Первый этап исследования ионосферы (доракетный период)

Ионосфера - это ионизованная часть верхней атмосферы Земли, которая окружает нашу планету в виде некоторой оболочки, расположенной на высотах выше 60-70 км. Она хорошо отражает радиоволны определенного диапазона и служит для них естественным "волшебным зеркалом планеты" по меткому определению Э.С.Казимировского (специалиста по ионосфере из Иркутска). Именно благодаря этому свойству ионосферы стала возможна радиосвязь на большие расстояния, и связанные с этим радиолюбительство, трансляция на весь мир передач известных и любимых радиостанций, непрерывное функционирование крупных радиотехнических средств и систем, обеспечивающих бесперебойную работу авиации, транспорта, разбросанных по всей земле станций наблюдения за погодой, состоянием окружающей среды и т.д. Для того чтобы правильно выбирать в каждом случае подходящий диапазон радиоволн, время и условия радиопередач и радиоприема необходимо было изучить закономерности изменения ионосферы во времени и в пространстве и понять природу всех этих изменений, чтобы заранее их предвидеть и учитывать.

Главный источник образования ионосферы - ионизующее излучение Солнца, характеристики которого обусловлены изменяющейся солнечной активностью. Многие физические параметры, как солнечного ионизующего излучения, так и самой ионосферы и среды, в которой находится ионосфера, т.е. верхней атмосферы и геомагнитного поля Земли, стали доступны для измерения лишь с развитием научных исследований на ракетах и искусственных спутниках. Поскольку все эти параметры часто не зависимы, и сами находятся в непрерывном изменении, потребовалось проведение ряда комплексных программ измерения. Исследование условий и выяснение механизма образования и изменения ионосферы потребовало участия и коллективных усилий представителей самых разных разделов науки (ракетной техники, физики, химии, радиофизики, геофизики, гелиофизики). Благодаря удачному сочетанию экспериментальных и теоретических исследований все поставленные задачи были в основном успешно решены. Наша задача - изложить основные результаты этих комплексных исследований, превративших состояние изучения ионосферы из когда-то отсталого раздела в один из передовых в солнечно-земной физике (СЗФ). Изложим кратко историю изучения ионосферы, ее структуру и используемую терминологию.

Благодаря осуществлению еще в начале ХХ века трансатлантических радиопередач было получено неопровержимое доказательство того, что на большой высоте над поверхностью земли существует ионосфера. Радио стало с 20-ых годов и первым средством ее изучения, в результате применения метода зондирования с поверхности Земли с использованием набора радиоволн на разных частотах Регулярные наблюдения на ионосферных станциях начались с 1932 г. в Англии, с 40-ых годов в США и в России (г. Томск). С 1957 г. во время МГГ (Международного Геофизического Года) начались наблюдения на международной сети, включающей более сотни станций.

Многие слышали, что ионосфера состоит из нескольких слоев, названных C-, D-, E- и F-слоями. Откуда возникло такое представление и правильно ли оно? При зондировании ионосферы вертикально вверх посылают набор радиоимпульсов на разных частотах, расположенных в диапазоне от 1 до 25 МГц. Отраженные от ионосферы радиоимпульсы принимаются на ионосферной станции спустя определенное время, которое соответствует эффективной высоте отражения. В процессе зондирования строится диаграмма зависимости этой высоты от частоты радиоволны, называемая ионограммой. Для проведения детального анализа ионограмм, которые в нормальном режиме работы получают каждые 15 мин, требуется специальная подготовка, отметим лишь некоторые наиболее характерные ее особенности. Наиболее заметной особенностью является существование предельной частоты отражения от ионосферы, называемой критической частотой слоя F (днем его называют слой F2). Она характеризует концентрацию электронов слоя F. В дневное время на меньших частотах обычно наблюдается еще одна, а иногда и две критических частоты, сопровождающихся хорошо видимым скачкообразным ростом высоты отражения. Это критические частоты слоев Е и F1, в которых электронная концентрация ниже, чем в слое F2. Типичные значения высоты максимума слоев F2, F1 и Е составляют примерно 300, 200 и 100 км. Для получения отражения от слоя D, расположенного на высотах 60-90 км, требуется специальное более мощное оборудование, чем у обычной ионосферной станции. Нижнюю часть области D иногда рассматривают как отдельную, называя ее слоем С. Сложившееся ранее представление о структуре ионосферы, как части верхней атмосферы, состоящей из отдельных слоев, не могло быть надежно проверено на основе только тех, данных, которые давали зондирующие станции.

Распределение электронной концентрации n_e с высотой h было достоверно установлено при измерениях с ракет. Получено, что значения n_e более или менее плавно возрастают с высотой, обычно отслеживая один главный максимум, соответствующий слою F2. Других хорошо выраженных слоев не имеется, а наблюдаются широкие области повышенной электронной концентрации n_e (в области Е с пиком n_e), и с плавными переходами между ними. Про объяснение этого экспериментального профиля n_e(h) на основе современной теории будет рассказано дальше.

Механизмы образования и изменения ионосферы

Теория ионизации атмосферы под действием солнечного излучения была создана задолго до начала исследования условий в верхней атмосфере с помощью аппаратуры, поднимаемой на ракетах. В 1931 г. была опубликована первая теория образования простого слоя ионизации в земной атмосфере, разработанная Сиднеем Чепменом, крупнейшим английским геофизиком широкого профиля. Суть ее понятна из элементарных рассуждений. Рассматривается солнечное излучение с интенсивностью I, которое, падая сверху на атмосферу Земли, вызывает в ней ионизацию с образованием пар ионов и электронов. Скорость их образования q в 1см³ в 1сек при прохождении слоя атмосферы, характеризуемого концентрацией нейтральных молекул n, выражается простой формулой q=- In. Коэффициент пропорциональности - есть поперечное сечение ионизации, которое зависит от длины волны ионизующего излучения. Таким образом, в верхней части атмосферы величина q прямо пропорциональна In, поэтому по мере уменьшения высоты концентрация n экспоненциально нарастает и соответственно возрастает значение q. Однако, так происходит лишь до тех пор, пока I неизменно. Но начиная с некоторого уровня наступает уменьшение интенсивности излучения из-за поглощения в атмосфере и вслед за ним происходит уменьшение q. В результате в атмосфере образуется слой ионизации с максимумом на высоте, на которой оптическая толщина поглощения излучения равна единице.

Скорость образования ионов в максимуме слоя определяется формулой q_max=A Cosχ, где угол χ, отсчитываемый от зенита, характеризует изменение угла падения солнечного излучения на атмосферу. Угол χ в зависимости от времени дня или сезона изменяется по определенному закону. Многочисленные непрерывные наблюдения при различных χ электронной концентрации в максимуме слоев Е и F1 ионосферы на международной сети ионосферных станций блестяще подтвердили этот "закон косинуса", который позволил объяснить и упорядочить большой объем экспериментальных данных.

Триумф применения теории С. Чепмена для простого слоя ионизации к объяснению наблюдений слоев Е и F1 побуждал специалистов ионосферы использовать ее и в других случаях. Оказалось, что поведение слоя F2 явно не подчинялось этой теории и приходилось говорить об "аномалиях" слоя F2 при его изменении с широтой (см. ниже), в течение года (зимняя аномалия) и др. Различные "аномалии" в поведении ионосферы не удавалось объяснить до тех пор, пока для описания области F2 не был привлечен дополнительно процесс амбиполярной диффузии.

С развитием ракетных и спутниковых исследований были получены наконец достоверные сведения о строении верхней атмосферы и спектре коротковолнового излучения Солнца, которые будут рассмотрены в двух следующих разделах статьи. Это позволило отказаться от излишних предположений и упрощений, введенных с самого начала в теорию простого слоя: 1) неизменная структура атмосферы с чисто экспоненциальным распределением по высоте концентрации выбранных нейтральных частиц, 2) одна монохроматическая линия в спектре ионизующего излучения Солнца. Благодаря проведенным уточнениям теории [2,3], появилась возможность на место общих описаний отдельных закономерностей в изменениях ионосферы, морфологических эффектов и "аномалий", которые были выявлены при наблюдениях на ионосферных станциях, поставить построенную цельную картину всех этих изменений. При этом дано строгое объяснение их на основе ясных физических механизмов и количественных расчетов поведения ионосферы на разных высотах и при различных условиях. Одна из первых задач состояла в том, чтобы описать наиболее значительные пространственно-временные вариации, которые обусловлены вариациями верхней атмосферы и солнечного излучения. Перейдем к конкретному рассмотрению этих проблем.

Строение верхней атмосферы

Для того чтобы иметь достоверные данные об особенностях скорости ионообразования q и ее изменениях в зависимости от солнечной активности, сезона и т.п., необходимо знать соответствующие вариации нейтральной атмосферы на высотах ионосферы, т.е. прежде всего на высотах 100- 500 км. Результаты измерений, проведенных в ракетных и спутниковых исследованиях, обобщены в виде так называемых эмпирических моделей верхней атмосферы. Отметим лишь некоторые существенные результаты и особенности. Температура атмосферы растет с высотой, изменяясь от ~200^˚ К на высоте 100 км до температуры Т_∞ экзосферы, расположенной на высотах >250 - 300 км. Температура Т_∞ заметно изменяется в зависимости от различных факторов. Ото дня к ночи ее значение уменьшается примерно в 1,3 раза, при переходе от минимума к максимуму солнечного цикла среднесуточное ее значение возрастает от 700^º К до 1200 - 1500^º К, в годовом ходе летние значения на 200^º К выше зимних. Температура увеличивается при геомагнитных возмущениях и, например на средних широтах увеличивается на (25 ÷ 50^º)ΔК_p , где ΔК_p - изменение индекса геомагнитной активности. Эти вариации существенно учитывать при описании области F2 ионосферы, особенно в связи с тем, что от температуры зависят плотность и молекулярный состав атмосферы.

Для характеристики изменения молекулярного состава, например рассмотрим данные о том на какой высоте сравниваются концентрации молекул и атомов кислорода. Оказывается, что в период равноденствия в минимуме солнечного цикла атмосфера становится преимущественно атомной уже выше 150 км, а в максимуме - лишь выше 230 км. Из-за того, что концентрация атомного кислорода обладает заметным полугодовым изменением (увеличением концентрации в равноденствия в 2-4 раза) указанные высоты в период солнцестояний оказываются существенно выше. Этот пример лишний раз показывает, что нейтральная атмосфера испытывает существенные изменения, которые могут заметно повлиять на состояние ионосферы, особенно в области F2. Эти изменения носят регулярный характер и для каждых конкретных условий в настоящее время могут быть рассчитаны с учетом существующих эмпирических моделей верхней атмосферы.

Коротковолновое излучение Солнца

До проведения ракетных измерений в ионосферной теории существовали проблемы с учетом солнечного ионизующего излучения. Ранее предполагалось, что для образования ионосферы достаточно просто фотосферного излучения. Однако, из расчетов следовало, что поток ионизующего излучения от фотосферы Солнца на несколько порядков меньше, чем необходимо для поддержания ионосферы. Чл.-корр. И.С.Шкловский в 1945 г. развил теорию высокотемпературной солнечной короны, достигающей миллиона градусов, и показал необходимость излучения короной спектральных линий с длинами волн в сотни ангстрем. Ракетные исследования со счетчиками фотонов и спектрографами, начатые в конце 40-ых годов, выявили такие свойства коротковолнового излучения, о которых до этого ничего не было известно. В спектре подавляющую часть энергии несли не хромосферные или корональные линии, а многочисленные линии излучения с промежуточными температурами ионизации от 10 000˚ К (хромосфера) до 1 000 000˚ К (корона), т. е. линии излучения, которые образуются в переходной области атмосферы Солнца. Необходимо было прежде всего провести отождествление их, исследовать природу и построить модель излучающей переходной области, о которой до этого почти ничего не было известно. Это позволило более точно выяснить характер распределения интенсивности в спектре и уточнить его калибровку, а также определить его изменения с солнечной активностью. Подробно результаты этой работы были изложены в нашей с Г.М.Никольским монографии "Солнце и ионосфера" [2]. Отметим один существенный результат. Оценка полного потока солнечного ионизующего излучения у Земли составила 3 и 10 эрг/см²сек в минимуме и максимуме солнечного цикла, т.е. изменяется примерно в три раза. Это соответствует современным оценкам. Однако, оценка потока оказалась почти на порядок выше установившихся в то время ионосферных оценок. Через несколько лет последние были пересмотрены в свете новых ракетных данных об ионном составе ионосферы и приведены в соответствие с оценками солнечного излучения.

Существование ионосферы днем обусловлено в основном коротковолновым излучением Солнца. Это подтверждается теF1 количественно описываются законом косинуса. Более того, давно были установлены корреляции критических частот с солнечной активностью. При этом долго оставалось не понятным, почему при переходе от низкой солнечной активности к высокой возрастание n_e происходит по разному в разных слоях ионосферы (а именно, в слоях Е, F1 и F2 величина n_e² изменяется в 1,3, 3 и 10 раз, соответственно). Здесь уместно подчеркнуть, что часто в СЗФ найденные корреляционные связи с солнечной активностью не удается количественно объяснить из−за незнания физического механизма или агента, вызывающего эту связь. Как раз, для ионосферы такой проблемы теперь не существует, а поставленный выше вопрос имеет следующее решение (см.[3,5]). В теории простого слоя величина n_e² пропорциональна величине q, которая пропорциональна интенсивности ионизующего излучения I. Как отмечалось выше, в солнечном цикле поток излучения изменяется в 3 раза. Поскольку основная часть этого излучения поглощается на высотах слоя F1, и является основным источником ионизации, то оно и обусловливает изменение величины n_e² в солнечном цикле в 3 раза. В слое Е изменение n_e² существенно меньше. Это и понятно, поскольку ионизацию на высотах слоя Е производит лишь проникающее до этих высот излучение в спектральных линиях Лайман-β (1215А) и иона СШ (977А). На Солнце это излучение образуется в сравнительно низкотемпературных областях (в хромосфере и нижней части переходной области). Поэтому их изменение в течение солнечного цикла существенно меньше, чем для основной части коротковолнового излучения, что и обусловливает в слое Е изменение n_e² всего в 1,3 раза. Важно подчеркнуть, что изменения солнечной активности происходят не только в течение 11-летних циклов, но и с более короткими периодами, например с квазидвухлетними, 27-дневными и др. Отражение этих вариаций естественно происходит и в ионосфере[2,5,6].

Проведенные выше для слоев E и F1 элементарные рассуждения не пригодны для "аномального" слоя F2, совсем не подчиняющегося теории простого слоя. С учетом диффузионных процессов согласно теории в максимуме слоя F2 не n_e² , а n_e пропорционально произведению интенсивности ионизующего излучения на отношение [O]/[N₂] (отношение коцентраций атомного кислорода и молекулярного азота на высоте максимума слоя) [4]. Таким образом, использование адекватной теории позволяет объяснить более значительное изменение в солнечном цикле концентрации электронов в слое F2 по сравнению со слоем F1. Эта теория объясняет также многие "аномалии" в изменениях слоя F2. Например объясняется возникновение эффекта "зимней аномалии", когда на средних широтах полуденные значения n_e в слое F2 зимой примерно вдвое выше, чем летом (почти противоположно тому, что наблюдается в слое Е). В первом приближении этот эффект объясняется тем, что из-за изменения температуры существует сезонное изменение молекулярного состава верхней атмосферы, благодаря чему зимой отношение [O]/[N₂] на уровне слоя F2 вдвое выше,чем летом. А как говорилось выше, это вызывает соответствующее изменение n_e в слое F2. При более полном рассмотрении учитывают дополнительные эффекты за счет изменения констант реакций, вертикальных движений и др., которые позволяют объяснить дополнительные эффекты [4]. Далее рассмотрим вопрос о распределени ионосферы по земному шару и особенно о его регистрации при помощи зондирования с ИСЗ.

Планетарная карта ионосферы

Первые карты распределения вдоль земной поверхности критических частот различных слоев ионосферы были опубликованы давно как за рубежом, так и у нас в стране. Они необходимы для определения условий дальнего распространения радиоволн и планетарной радиосвязи.

Наиболее известны подробные атласы карт О.В.Чернышева и Т.Н.Васильевой, опубликованные в виде четырех томов "Прогнозов МПЧ" (Максимальных Применимых Частот) для четырех уровней солнечной активности. Карты приводятся отдельно для каждого месяца через два часа московского времени. Они основаны на статистическом анализе и усреднении многолетних данных наблюдений на мировой сети 129 ионосферных станций с 1957 по 1971 гг. При сглаживании и усреднении данных по всем неравномерно распределенным по земному шару ионосферным станциям использовался наиболее надежный метод сферического гармонического анализа. Однако для некоторых районов, недостаточно плотно обеспеченных станциями ошибки могут достигать заметных величин. Для их уменьшения в Иркутской гибридной или полуэмпирической модели [7] результаты статистической обработки корректируются с помощью теоретических моделей. Очевидно, что только сравнение модели с наблюдательными данными позволяет оценить ее достоверность. Обратимся для определенности к работе[7], в которой приводятся карты для cлоев E и F2 для марта, июня и декабря при трех значениях числа пятен Вольфа W, равных 10,100 и 200. Для примера на рис.1 приводится только одна пара карт, для марта при W=100.

Рис.1. Изолинии планетарного пространственно-временного распределения критических частот слоев Е (вверху) и F2 (внизу) (в МГц) согласно полуэмпирической модели [7] для марта при числе Вольфа W=100. По оси абсцисс − местное время LT (относительно московского меридиана), по левой оси − географическая широта, по правой оси − магнитное наклонение.

Эти карты не столь детализированы для различных моментов суток, как "Прогнозы МПЧ", их достоинство в другом - они полуэмпирические. Например на них, в отличие от карт МПЧ, в слое Е в декабре ясно виден эффект экваториальной аномалии в виде асимметрии утро-вечер. Такой эффект намечается и на картах у других авторов, не говоря уж о слое F1. Отметим, что хотя оба слоя Е и F1обладают изолиниями, похожими на изолинии простого слоя, но отличаются от них, как и различаются между собой. Например, одно из отличий слоев Е и F1 от простого слоя состоит в том, что вместо простого закона косинуса наблюдается усложненный в виде зависимости от (Cosχ)^p. Показатель степени p не является постоянной величиной, он зависит от времени дня, сезона и широты. В частности, для слоя Е с двух сторон от экватора в области широт ±40° наблюдаются максимальные значения р. Здесь нет необходимости обсуждать причины этих эффектов. Обратимся к слою F2.

Сравним полуэмпирическую карту на рис.1 с картой, построенной по данным непосредственных наблюдений. На рис.2 представлены карты, построенные при сходных условиях по данным японского спутника ISSb при W=140 [8]. При построении карт измерения были усреднены за период с января по июнь 1979 г.

Обратим внимание на то, что на обоих рисунках наблюдается примерно одинаковая в суточном ходе характерная картина роста f₀F2 на всех широтах в дневное время, заметное ее уменьшение особенно на больших широтах в вечернее время, а в ночное время - уменьшение в 2 и более раз. В широтных изменениях видно характерное уменьшение f₀ F2 вблизи геомагнитного экватора и заметный рост на широтах ±(15- 30°) (так называемая "аномалия Эпплтона") в дневное и вечернее время. Хотя в целом вид изолиний похож на их вид на рис.1, в то же время на рис.2 есть одна существенная отличительная особенность. Это - хорошо видимое дробление экваториальной аномалии, которая разбилась на два максимума как в северном, так и в южном полушариях. Обозначились также более сильно выраженные максимумы и в вечернем секторе. Такие особенности обнаруживаются на большинстве спутниковых карт. Учитывая, что теоретически они не ожидались, важно выяснить источник образования этих крупномасштабных структур.

"Ионозавр"

Для того, чтобы получить достаточно надежный наблюдательный результат, лучше всего использовать не усредненные, а непосредственные измерения на спутниках внешнего зондирования. Именно по таким измерениям на спутнике ИК-19 нами не только были обнаружены отмеченные выше крупномасштабные структуры в долготном распределении эпплтоновской аномалии, но и замечено новое явление - необыкновенный эффект усиления аномалии только в определенных долготных интервалах [9,10]. Жирной линией на рис.3 представлено положение геомагнитного экватора. Видно, что аномальные зоны располагаются с двух сторон от геомагнитного экватора в одних и тех же долготных интервалах.

Рис.3. Пространственное распределение в географических координатах центров аномальных зон с положительным отклонением критических частот (темные точки) и с отрицательным отклонением (светлые точки) согласно [9]. Крестиком отмечено положение Бразильской аномалии. Вверху дана гистограмма долготного распределения центров аномальных зон.

На рис.3 дана карта распределения центров аномальных зон. В верхней части рисунка представлена гистограмма распределения по долготе числа наблюдавшихся зон. Можно видеть основные максимумы в следующих долготных интервалах 320-20º, 80-100º, 120-140º, 170-200º и более слабые на 300º и 50º. Первый из них приходится на срединно-Атлантический хребет, а остальные долготные интервалы соответствуют различным впадинам и желобам: Яванскому, Мариинскому, Кермадек-Тонга в Тихом Океане, Перуанско-Чилийскому. Таким образом, преимущественная концентрация этих крупномасштабных зон к определенным долготам, независимо от времени дня и сезона, свидетельствует о существовании некоего постоянно действующего геофизического фактора.

По данным измерений на японском спутнике ISSb в 1978-1979 гг. был создан большой атлас ионосферных карт через каждый час суток [8]. По ним можно видеть, что в течение суток перемещение рассматриваемых крупномасштабных зон происходит не плавно, а своеобразными "шагами" от одной разрешенной долготы к другой. В связи с этим было введено представление о некотором существе, которое "шагает" по ионосфере, оставляя на ней свои следы ("ионозавр"). Физическая сущность его долгое время оставалась не понятной.

Было высказано предположение, что выделенные долготы обусловлены солитонами волн Россби в нейтральной атмосфере [11]. Возможно они связаны с географией континентальных плит [12], поскольку было замечено, что эти структуры избегают располагаться над границами между континентальными плитами. Другими словами, над стыками континентальных плит концентрация электронов в слое F2 подавлена. Очевидно, инфразвуковое или электромагнитное излучения, исходящее от этих границ, проникает в верхние слои атмосферы и может оказывать влияние не только на состояние ионизации ионосферы, но также на плотность, температуру и эмиссии верхней атмосферы. Для подтверждения правильности того или другого предположения необходимо дальнейшее исследование.

Таким образом, установлено, что долготные вариации ионосферы в экваториальной области отражают структуру расположения известных планетарных структур в поверхностном слое Земли. Это важное открытие стало возможным лишь благодаря использованию мониторинга ионосферы с помощью ионосферной станции, установленной на борту ИСЗ. Необходимо также подчеркнуть, что надежное выявление земного источника обнаруженных ионосферных структур на фоне значительных вариаций, вызванных изменением различных солнечных и геомагнитных факторов, оказалось возможным только благодаря высокому развитию физической теории образования ионосферы. Значение достигнутых результатов в изучении отклика ионосферы на границы стыков континентальных плит для практического использования очевидно. Известно, что основной пояс вулканов и землетрясений расположен вдоль этих границ. Поэтому ионосферные данные о тектоническом состоянии этого пояса представляют ценность при исследовании условий возникновения и прогнозирования землетрясений.

Отвлекаясь от конкретного объяснения явления, отметим полученный общий методический результат. Обнаружилась высокая информативность данных, полученных при внешнем зондировании ионосферы со спутника "Интеркосмос-19". В будущем отмеченное достоинство таких спутников предлагается использовать в программах "Спутниковой геофизики".

Cписок литературы

1. "Физический Энциклопедический Словарь", Москва, Изд.. "Советская Энциклопедия", 1983, стр. 812.

2.Г.С.Иванов-Холодный, Г.М.Никольский. "Солнце и ионосфера (коротковолновое излучение Солнца и его воздействие на ионосферу)". М., "Наука", 19.Г.С.Иванов-Холодный 69. 480 с.

3.Г.С.Иванов-Холодный Солнечная активность и геофизические процессы.//Земля и вселенная, 2001. Т.36. С.

4.Г.С.Иванов-Холодный, А.В.Михайлов. "Прогнозирование состояния ионосферы". Л.Гидрометеоиздат 1980. 190 с.

5.Л.А.Антонова,Г.С.Иванов-Холодный."Солнечная активность и ионосфера (на высотах 100-200 км). М. "Наука" 1989. 167 с.

6.Л.А.Антонова, Г.С.Иванов-Холодный, В.Е.Чертопруд. "Аэрономия слоя Е". М. "Янус" 1996. 168 с.

7.В.М.Поляков, В.Е.Суходольская, М.К.Ивельская и др. "Полуэмпирическая модель ионосферы", "Материалы Мирового Центра Данных Б" Москва, 1986.

8."Atlas of critical frequency (f₀F2) obtained from Ionosphere Sounding Satellite-b observation". Radio Research Laboratories, Japan, March 1981.

9.Г.В.Гивишвили, Г.С.Иванов-Холодный, Н.А.Коченова, Ю.В.Кушнеревский, В.В.Мигулин и др.О крупномасштабных зонах аномалий области F ионосферы.//ДАН СССР, 1987, Т.295. С.1330.

10.Г.С.Иванов-Холодный. Проблемы солнечно-земной физики и исследования ионосферы.//Успехи физических наук, 1988, Т.155,вып.1, С.162.

11.Г.С.Иванов-Холодный, В.И.Петвиашвили, А.Я.Фельдштейн, Л.А.Юдович.//Геомагн и аэроном., 1987. Т. 27. С. 393.

12.Г.С.Иванов-Холодный. Об источнике крупно-масштабных ионосферных структур в экваториальной области. Тезисы доклада на Международном Симпозиуме "Спутниковые исследования ионосферных и магнитосферных процессов". Москва, ИЗМИРАН, 11-13 дек. 1995.