Мизун Ю. Г. Полярные сияния / Мизун Ю. Г. – Москва : Наука, 1983. – 133 с. - (Человек и окружающая среда).

щиной всего 2 мм при атмосферном давлении, равном давлению на поверхности Земли), он уменьшает солнеч­ ное излучение с длиной волны 250 нм в 1040 раз. Поэтому спектр солнечного излучения при его измерении с по­ верхности Земли обрывается на волне 290 нм. Молеку­ лярный кислород поглощает солнечное излучение с дли­ нами волн 100—200 нм и при этом диссоциирует. На дли­ нах воли от 140 до 150 нм солнечное излучение доходит до высоты 40 км, а на длинах волн меньше 140 нм име­ ются участки («окна»), в которых излучение проникает в атмосферу еще глубже. Так, излучение на длине волны 121,57 нм (резонансная линия водорода Лайман-альфа, Ьа) доходит до высоты 75 км. Это излучение играет важ­ ную роль в создании ионизации в нижней ионосфере на указанных высотах, т. е. в области D. Оно ионизует очень важную малую составляющую атмосферы —окись азота. Атмосфера поглощает излучение с длинами волн ко­ роче 100 им выше 170 км, т. е. в верхней ионосфере. ІІа длинах волн 1—10 им излучение проникает до 110— 140 км, т. е. оно создает ионизацию на высотах области Е ионосферы. Волповое излучение, которое исходит из фотосферы Солнца, не играет существенной роли в ионизации земной атмосферы, т. е. в создании земной ионосферы. Правда, если бы температура фотосферы составляла 6000 К (а не 4200 К), то фотосферное излучение вносило бы важный вклад в образование ионосферы. Дело в том, что с увеличением температуры фотосферы увеличивается интенсивность излучения, исходящего из фотосферы. Излучение фотосферы несущественно для ионизации 0 2, О и N, по оно может производить ионизацию атомов метеорной пыли на высотах иопосферы (атомы Na, А1, Са, Mg, Fe, Si). Что касается излучения хромосферы (области между слоем фотосферы и слоем короны), то здесь данные менее определенные. Роль хромосферы очень вёлика в рас­ сеянии излучения па длине волны La. Излучение короны Солнца первоначально можно было наблюдать (и измерять) только в периоды солнечных затмений, так как яркость короны вблизи диска Солнца составляет только около одной миллионной доли яркости Солнца в центре диска. Плотность вещества короны Солнца настолько мала, что через корону свободно про­ ходит комета. Корона Солнца была открыта в 1851 г., и до изобре­ 32