"Можно ли считать, что все в порядке? В первом приближении, несомненно, да. Все три оценки количества актов ионизации (или рекомбинации) в земной ионосфере - по энергии коротковолнового излучения Солнца, по скорости процессов рекомбинации и по эффективности ионно-молекулярных реакций - дают близкие между собой (или, как принято говорить, одного порядка) результаты".
Куда уж лучше! После "вилки" в 3 порядка величины - "близкие результаты". Но такое благополучие длилось недолго. Уже в 1969 году Хинтереггер пересмотрел свои экспериментальные данные и уменьшил величину I примерно до 2 эрг/(см2×с) при средней солнечной активности.
Здесь уместно поговорить о зависимости солнечного коротковолнового излучения от активности Солнца. Солнце является звездой с очень "постоянными привычками" в видимой области спектра, где поток излучения не изменяется от года к году даже на проценты своей величины. В коротковолновой части спектра (λ>3000 Å) дело, однако, обстоит совсем не так. Здесь Солнце очень переменчиво. И чем больше активность Солнца, те"М больше оно должно излучать в коротковолновой области. В качестве индексов солнечной активности используется несколько различных параметров. Более общеупотребительные из них: W - число солнечных пятен и Р10$- величина потока солнечного радиоизлучения на волне 10,7 см в единицах 10-22Вт/(м2×Гц). Эта величина, которую в последнее время стали называть индексом Кэвингтона, изменяется примерно от 70 в глубоком минимуме солнечной активности до 250 в период максимума солнечного цикла в 1957 году.
Уже давно стало ясно, что величина I, таким образом, должна быть тем больше, чем больше Р10. Теория возникновения ультрафиолетового излучения в атмосфере (хромосфере и короне) Солнца гласит, что от максимума к минимуму величина I должна меняться в несколько (3-5) раз. Но теория солнечной атмосферы очень сложна и необходима ее проверка экспериментом. Однако при высоких Р10® (больше 160-170) никто пока интенсивности солнечного ультрафиолета не измерял. А при P10≈70÷150 возникли противоречия, с которых мы и начали свой разговор о зависимости I от солнечной активности.
Теперь мы понимаем, что важна не только величина I, но и то, к какой активности Солнца она относится. Величина I≈3 эрг/(см2×с), которую Хинтереггер получил в 1965 году и вокруг которой развернулось благополучие, описанное выше, относилась к низкой активности, Р10®=71. Исправленная же величина I≈2 эрг/(см2×с) относилась уже к средней активности,Р10® = 144. Разница, таким образом, оказалась весьма серьезной, ибо при этом для Р10®≈70 мы должны ожидать еще меньшие величины I.
