Большая Советская Энциклопедия (ИО)

Получают И. с. полимеризацией, поликонденсацией или путём полимераналогичных превращений, так называемой химической обработкой полимера, не обладавшего до этого свойствами ионита. Среди промышленных И. с. широкое распространение получили смолы на основе сополимеров стирола и дивинилбензола. В их числе сильнокислотные катиониты, сильно- и слабоосновные аниониты. Основным сырьём для промышленного синтеза слабокислотных катионообменных смол служат акриловая и метакриловая кислоты и их эфиры. В больших количествах производят также И. с. на основе феноло-альдегидных полимеров, полиаминов и др. Направленный синтез И. с. позволяет создавать материалы с заданными технологическими характеристиками.

И. с. используют для обессоливания воды, извлечения и разделения редких элементов, очистки продуктов органического и неорганического синтеза и др. Подробнее см. Иониты.

Свойства некоторых промышленных марок отечественных ионообменных смол

Марка	Статическая обменная ёмкость^1, мг-экв/г	Удельный объём^2, мл/г	Максимальная температура эксплуатации, °С	Основное сырьё
	Сильнокислотные катионообменные смолы
КУ-1	4,2—4,5	2,6—3,0	80	Фенол, формальдегид
КУ-2	4,8—5,2	2,5—2,9	130	Стирол, дивинилбензол
	Слабокислотные катионообменные смолы
КБ-2	10—11	2,6—3,0	100	Акриловая кислота, дивинилбензол
КБ-4	8,5—10	2,6—3,0	100	Метакриловая кислота, дивинилбензол
	Сильноосновные анионообменные смолы
АВ-16	8—9,5	3,6—4,2	90	Полиамины, эпихлоргидрин, пиридин
АВ-17	3,5—4,2	2,5—3,0	50	Стирол, дивинилбензол
	Слабоосновные анионообменные смолы
АН-2Ф	8,5-10	2,5-3,2	50	Полиамины, фенол
АН-18	3,5-5	2,0-2,5	60	Стирол, дивинилбензол
ЭДЭ-10П	8,5-9,5	2,6-3,2	45	Полиамины, эпихлоргидрин

¹ Выражена числом миллиграмм-эквивалентов ионов, поглощаемых 1 г сухой смолы при контакте со стандартным раствором гидроокиси натрия (для катионообменных смол) или соляной кислоты (для анионообменных смол). ² Объём, занимаемый 1 г набухшей в воде смолы.

Лит. см. при статьях Иониты, Ионный обмен.

Л. А. Шиц.

Ионосфера

Ионосфе'ра (от ионы и греч. sph'aira — шар), ионизированная часть верхней атмосферы; расположена выше 50 км. Верхней границей И. является внешняя часть магнитосферы Земли. И. представляет собой природное образование разреженной слабоионизированной плазмы, находящейся в магнитном поле Земли и обладающей благодаря своей высокой электропроводности специфическими свойствами, определяющими характер распространений в ней радиоволн и различных возмущении (подробнее см. Плазма, Распространение радиоволн). Только благодаря И. возможен такой простой и удобный вид связи на дальние расстояния, как радиосвязь.

Первые предположения о существовании высоко над Землёй электропроводящего слоя высказывались в связи с исследованием магнитного поля Земли и атмосферного электричества (К. Гаусс, 1839; У. Томсон, 1860; Б. Стюарт, 1878). Вскоре после открытия А. С. Поповым радио (1895) А. Кеннелли в США и О. Хевисайд в Великобритании почти одновременно (в 1902) высказали предположение, что распространение радиоволн за пределы прямой видимости обусловлено их отражением от электропроводящего слоя, расположенного на высотах 100—300 км. Научные исследования И. были начаты в 20-х гг., когда применили зондирующие ионосферные станции и, посылая с Земли короткие радиосигналы с различной длиной волны, наблюдали их отражения от соответствующих областей И. Английским учёным У. Эклсом был предложен механизм влияния заряженных частиц на радиоволны (1912), советский учёный М. В. Шулейкин (1923) пришёл к выводу о существовании в И. не менее 2 слоев, английский учёный С. Чепмен (1931) построил теорию простого слоя, в первом приближении описывающую И. Большой вклад внесли работы советских учёных Д. А. Рожанского, М. А. Бонч-Бруевича, А. Н. Щукина, С. И. Крючкова, английских учёных Дж. Лармора, Э. Эплтона и др.

Наблюдения на мировой сети станций позволили получить глобальную картину изменения И. Было установлено, что концентрация ионов и электронов в И. распределена по высоте неравномерно: имеются области, или слои, где она достигает максимума (рис. 1). Таких слоев в И. несколько; они не имеют резко выраженных границ, их положение и интенсивность регулярно изменяются в течение дня, сезона и 11-летнего солнечного цикла. Верхний слой F соответствует главному максимуму ионизации И. Ночью он поднимается до высот 300—400 км, а днём (преимущественно летом) раздваивается на слои F₁ и F₂ с максимумами на высотах 160—200 км и 220—320 км. На высотах 90—150 км находится область Е, а ниже 90 км область D. Слоистость И. обусловлена резким изменением по высоте условий её образования (см. ниже).

Применение сначала ракет, а потом и спутников позволило получить более надёжную информацию о верхней атмосфере, непосредственно измерить на ракетах ионный состав (при помощи масс-спектрометра) и основные физические характеристики И. (температуру, концентрацию ионов и электронов) на всех высотах, исследовать источники ионизации — интенсивность и спектр коротковолнового ионизующего излучения Солнца и разнообразных корпускулярных потоков. Это позволило объяснить регулярные изменения в И. С помощью спутников, несущих на борту ионосферную станцию и зондирующих И. сверху, удалось исследовать верхнюю часть И., расположенную выше максимума слоя F и поэтому недоступную для изучения наземными ионосферными станциями.

Было установлено, что температура и электронная концентрация n_е в И. резко растут до области F (см. таблицу и рис. 2); в верхней части И. рост температуры замедляется, а n_е выше области F уменьшается с высотой сначала постепенно до высот 15—20 тыс. км (так называемая плазмопауза), а потом более резко, переходя к низким концентрациям n_е в межпланетной среде.

Значения характеристик основных областей ионосферы

Область ионосферы	Средняя высота максимума, км	Температура, К	Электронная концентрация ne, см^—3	Эффективный коэффициент рекомбинации a', см^3xсек^—1
День	Ночь
Солнечная активность
максимум	минимум
D	70	220	100	200	10	10^– 6
Е	110	270	3x10^5	1,5x10^5	3000	10^– 7
F1	180	800—1500	5x10^5	3x10^5	—	3x10^– 8
F2 (зима)	220—280	1000—2000	25x10^5	6x10^5	~10^5	2x10^– 10
F2 (лето)	250—320	8x10^5	2x10^5	3x10^5	10^– 10

Наряду с ракетами и спутниками получили успешное развитие новые наземные методы исследования, особенно важные для изучения нижней части И. в области D: методы частичного отражения и перекрёстной модуляции; измерения с помощью риометров поглощения космического радиоизлучения на разных частотах, исследования поля длинных и сверхдлинных радиоволн, а также метод наклонного и возвратно-наклонного зондирования. Большое значение имеет метод обратного некогерентного (томпсоновского) рассеяния, основанный на принципе радиолокации, когда посылают в И. короткий мощный импульс радиоизлучения, а затем принимают слабый рассеянный сигнал, растянутый во времени в зависимости от расстояния до точки рассеяния. Этот метод позволяет измерять не только распределение n_е до очень больших высот (1000 км и выше), но даёт также температуру электронов и ионов, ионный состав, регулярные и нерегулярные движения и др. параметры И.

Образование ионосферы. В И. непрерывно протекают процессы ионизации и рекомбинации. Наблюдаемые в И. концентрации ионов и электронов есть результат баланса между скоростью их образования в процессе ионизации и скоростью уничтожения за счёт рекомбинации и др. процессов. Источники ионизации и процессы рекомбинации разные в различных областях ионосферы.

Основным источником ионизации И. днём является коротковолновое излучение Солнца с длиной волны l короче 1038

, однако важны также и корпускулярные потоки, галактические и солнечные космические лучи и др. Каждый тип ионизующего излучения оказывает наибольшее действие на атмосферу лишь в определённой области высот, соответствующих его проникающей способности. Так, мягкое коротковолновое излучение Солнца с l = 85—911

 бо'льшую часть ионов образует в И. в области 120—200 км (но действует и выше), тогда как более длинноволновое излучение с l = 911—1038

 вызывает ионизацию на высотах 95—115 км, т. е. в области E, а рентгеновское излучение с l короче 85

 — в верхней части области D на высотах 85—100 км. В нижней части области D, ниже 60—70 км днём и ниже 80—90 км ночью, ионизация осуществляется так называемыми галактическими космическими лучами. Существенный вклад в ионизацию области D на высотах около 80 км вносят корпускулярные потоки (например, электроны с энергией lb 30—40 кэв), а также солнечное излучение первой линии серии Лаймана (L_a) водорода с l = 1215,7

 (см. Атомные спектры).