noci mizejí
tyto ionty rekombinaci podobně jako vrstvě nastává tato neutra-
lisace nábojů rychleji nejdolejších vrstvách, což odpovídá zde pozoro
vanému vzrůstu výšky Kennelly-Heavisidovy vrstvy noci.
Tímto korpuskulárním zářením jsou převahou ionisovány molekuly
dusíku, takže vznikají hmotné ionty jen málo elektronů.
Chapmannova teorie vystihuje skutečnost jen určité míry, novo
dobá pozorování Appletonova (1934/35) naopak dokázala, kvantita
tivně vyhovuje teorie ionisace ultrafialovým světlem slunce podání
Chapmannově zejména pro nižší vrstvu, nikoliv vrstvu vyšší, jejíž ionisační
hodnoty, nesouběžné intensitou slunečního záření, sama sobě nedo
vede vysvětlit]. Ionisace vede hlavně tvoření volných elektro
nů, jen malá část jsou ionty vázané atomy ev. Pokud měření byla jedno
značná, jest nerušená déle trvajícími nepravidelnými fluktuacemi
102
.
Pro vrstvu ionosféry podle názorů Chapmannových ultrafialové
záření sluneční málo významné převahou její ionisace dána účinkem
korpuskulárního záření slunečního, které náboje neutrální. Při
matematickém propočítání této ionisace bral Chapmann úvahu roční
a denní dobu (to jest úhel ozařování atmosféry sluncem), zeměpisnou
šířku zakřivení zemské absorpci slunečního světla atmosféře.
Tento předpoklad musil Chapmann udělati, ježto vypočetl, toto zá
ření vysílané hlavně míst slunečních poruch, musí míti určitou
rychlost řádu asi 108 cm/sec, aby vysvětlilo zpoždění, které často
nastane mezi vypuknutím sluneční poruchy vznikem magnetické bouře,
podle Chapmanna vždy spojené zvýšenou ionisací Kennelly-Heavisi-
dovy vrstvy. Rovněž teorie korpuskulárního záření jako hlavní příčiny
ionisační kterékoliv vrstvy ionosféry neobstála při měřeních, která byla
prováděna při zatmění slunce (úplná zatmění dne 31. Jakmile zmizí
zdroj záření, jest noci, uplatňuje rekombinace mezi elektrony
a kladnými ionty, současně adsorpce elektronů neutrálních atomech
a tím ionisace ionosféry klesá, avšak dosti pomalu, ježto rekombinační
koeficient poměrně nízký. Vy
početl, pozdější experimenty pomocí radiových sondáží ionosféry tato
data potvrdily, hustota elektronů musí býti řádu 105 cm-3 jejich
rekombinační koeficient řádu 1010 sec-1, tedy značně nižší než iontů
v nízkých vrstvách atmosféry, kde řádu 10-6 sec-1.200 ionisace převahou způsobena ultrafialovým zářením
slunečním, vlnami délce 730 770 při čemž ionisovaný plyn
(kyslík dusík) většinou stavu atomickém jen malé části
se skládá molekul. molekuly plynu. Kdyby záření nebylo neutrální, potom při jeho nízké
rychlosti musily svého šíření slunce zemi jednotlivé částice
elektrostaticky odpuzovati nastal velký rozptyl záření prostoru. srpna 1932 21. Následkem rychlejší
rekombinace nižších výškách nastává stoupání vrstvy noci. Při tom nižších vrstvách, kde tlak je
vyšší, nastává rekombinace dříve, ježto udaná hodnota 10=1° sec-1 pro
rekombinační koeficient jest jen průměrné číslo. srp
na 1933 částečné zatmění dne února 1935)
