Жеребцов Г.А. Физические процессы в полярной ионосфере. Москва, 1988.

5.2. Ионизация атмосферы коротковолновым излучением Солнца Ионообразование q} нод действием коротковолнового излучения Солнца определяется спектральным распределением потока этого излучения на верхней границе атмосферы (X), сечениями фотоионизации стг‘(Х) и фотопоглощения <т“(Х ), концентрацией n t различных компонент атмосфе­ ры, т.е. X —длина волны излучения; т —оптическая толщина слоя атмосферы от высоты hj до 00. При зенитных углах Солнца х > 85° нельзя пользоваться обычным выра­ жением для оптической толщи атмосферы через функцию Чепмена Chx- Для этих условий используют различные аппроксимации, одна из которых приведена в [1]: для х > 9 0 ° C h (x ) = (2тгХ)* [( s in x ) * e x p \Х (1 - я п Х)П - C h ( 1 8 0 ° - x ) . Здесь X = грІНп, rp - удаление точки Р в атмосфере вдоль радиуса, # п - высота однородной атмосферы, у = (jr/ 2 ) * I cos X I. Спектральные распределения Fx (X) для X < 2000 А приведены в рабо­ те [2], данные об измерениях спектрального распределения F^ (X) - в ра­ ботах [3 -8 ]. В статье [9] приведены данные о F ^ (X) и F 10,7 в опре­ деленные периоды измерений. Известно, что в области F поглощается излучение с длинами волн 100— 910 А, в области Е - 1-100 и 911-1027 А, в области D ионизация, в част­ ности, производится излучением в линии L a. Связь между солнечным из­ лучением в различных диапазонах (указанных выше) и потоком солнеч­ ного излучения F j 0j 7 , а также числом солнечных пятен R по последним экспериментальным данным проанализирована в [10]. Расчеты скоростей фотоионизации проводились во многих работах [9, 11-16]. Значения сечений а 1(X) и а 8 (X) для О, Не, N2 и 0 2 приведены в работе [9]. Q , ( h . , x ) = 2 а|(Х ) rij (Л , x ) F „ (X) exp [- r(X , х, ty ) ], \ О г ( Х , х Л ) = 2 о,в(Х) / « , ( ' ) * , 1 h. для х < 90° , 1,0606963+ 0,55643831^ для 0 < у < 8, 1,0619896 + 1,7245609.ѵ +у2 0,56498823 для 8 < у < 100; 0,066551874 +у 91