Zexperimentů prováděných přítlacích 3cm, odpovídajících
asi tlaku atmosféry ionosférických výškách, plyne pro řádově cm. 97) 105cm 3
a rovnice, vyplývající kinetické teorie plynů:
(30)
Ne2 l
A =-----------
m v
kde náboj elektronu (iontu), volná dráha iontu (elektronu),
m jeho hmota rychlost. 43) složená elektronů energii 1010 eV.107, absolutní
teplota molekulární hmota daném případě 1/1840). Dosadíme-li
za absolutní teplotu nižších vrstev stratosféry (t= 60° C), dostaneme
pro řádově 107 cm/sec rovnice (30) plyne potom pro elektrickou
vodivost ionosféry:
Á 108 elst.
23) Neutrony neionisují ovšem plyn přímo, nýbrž vyrážejí něho elektricky
nabité částice (protony nebo heliová jádra), které působí potom inten
sivní ionisaci.
Rychlost elektronu můžeme odvoditi kinetické teorie plynu, podle
které platí pro tepelnou rychlost molekul:
kde jest Clapeyronova plynová konstanta, rovná 8,32.
Jednotná teorie elektrického stavu stratosféry bude vyžadovati ještě
obšírnějšího pozorovacího materiálu, než jakým disponujeme dosud, a
zejména dlouhodobých, simultánních registrací nejrůznějších místech
povrchu zemského. Vycházíme-li teorie šíření elektro
magnetických vln ionisováným prostředím pozorovaného odrazu,
tříštění polarisace vln ionosféře, musíme rovnice dosaditi data pro
elektron.
Toto číslo sice jen orientační cenu, ale řádově dobře souhlasí teore
tickými výpočty, provedenými pro šíření radiovln mezi dvěma vodi
vými povrchy, zemí ionosférou.
Vodivost ionosféry můžeme řádově určití základě experimentálně
zjištěné ionisace objemové jednotky která rovna (str.
V roce 1932 byly dokonce objeveny jak kosmickém záření, tak zá
ření radioaktivním volné částice kladné elektřiny, tak zvané positrony,
pohybující rychlostí analogickou rychlostí paprsků positronů
bylo možno použiti výkladu elektrického stavu stratosféry, ježto je
pravděpodobná jejich emise slunce.experimentálním podkladu: tak známa ionisace ultrafialovým záře
ním, existuje neutrální, korpuskulárni záření, tak zvané neutrony, jak
je předpokládá Chapmann23), rovněž elektrické ^-záření vysoké ener
gie rychlosti, část kosmického záření (ať primární nebo sekundární,
viz str. 1/Í2cm.
Při počítání vodivosti podle vzorce (30) velký význam teplota;
ježto volná dráha elektronu nepřímo úměrná jeho rychlosti, musí
106
. jedn
