આયનમંડળ

આયનમંડળ (Ionosphere) : વાયુમંડળના અંતર્ગત ભાગરૂપ ઉચ્ચસ્તર, જેમાં ઇલેક્ટ્રૉન તથા આયનો જેવા મુક્ત વીજભારિત કણોનું પ્રમાણ રેડિયોતરંગોના સંચારણ(transmission)ને અસર કરે તેટલું હોય. પૃથ્વીનું આયનમંડળ મહદંશે 60થી 600 કિમી. ઊંચાઈ સુધીના વિસ્તારમાં આવેલું ગણાય છે; જોકે તેની ઉપલી સીમા 1,000 કિમી. કરતાં પણ વધારે ઊંચાઈએ હોય છે. આયનમંડળ D, E, F વગેરે ક્ષેત્રોમાં વહેંચાયેલું હોય છે. આ ક્ષેત્રોની ઓળખ તેમાંના ઇલેક્ટ્રૉન-સંખ્યાઘનત્વના વિતરણના આધારે અથવા તો કયા વાયુનું આયનીકરણ મહત્વપૂર્ણ હોય છે તેના આધારે અપાય છે. આયનમંડળની શોધની પૂર્વભૂમિકામાં રેડિયોતરંગો મોખરે રહેલા છે, અને તેનો સઘન અભ્યાસ પણ રેડિયોતરંગોની મદદથી જ થયો છે.

પૂર્વધારણા (hypothesis) અને ખોજ : વીજચુંબકત્વનાં પ્રેરણ અને વિકિરણની ઘટનાઓ વિશે ફૅરેડે, ગાઉસ, મૅક્સવેલ, હર્ટ્ઝ વગેરે ખ્યાતનામ વૈજ્ઞાનિકોએ બહુ કીમતી યોગદાન કરેલું છે. 1878માં બાલ્ફર સ્ટુઅર્ટે ભૂચુંબકત્વના ક્ષેત્રબળમાં રાતદિન થતા ફેરફારોનાં અવલોકનોમાંથી તારવ્યું કે પૃથ્વીની બહારના વાયુમંડળમાં ક્યાંક ઊંચે વીજપ્રવાહો વહેતા હોવા જોઈએ, જેને લીધે ભૂચુંબકત્વમાં થતા ફેરફારોનું પ્રેરણ (induction) થતું હોય; પણ આ વીજપ્રવાહો કેવા અને ક્યાં હોય છે તે નક્કી કરી શકાયું ન હતું. 1896થી ઇટાલિયન વૈજ્ઞાનિક માર્કોનીએ દૂરસંચાર માટે રેડિયોતરંગોના પ્રસારણ માટેના પ્રયોગો શરૂ કર્યા. 1901માં ગ્રેટ બ્રિટનની પશ્ચિમ સરહદે આવેલા કૉર્નવૉલ અને અમેરિકાની પૂર્વ સરહદે આવેલા ન્યૂફાઉન્ડલૅન્ડ વચ્ચે આટલાંટિક મહાસાગર ઉપર લગભગ 3,200 કિમી.ના અંતરે રેડિયોટેલિગ્રાફિક સંકેતોનું સંચારણ (transmission) કરવામાં તેને સફળતા મળી. ભૂપૃષ્ઠ વક્ર છે અને ઍન્ટેનામાંથી વિકિરિત(radiated) થયેલા રેડિયોતરંગો સીધી રેખામાં સંચરે છે; તેથી આટલા મોટા અંતરે પ્રબળ રેડિયોસંકેતો ઝીલી શકાયા એ ઘટનાથી વૈજ્ઞાનિકોમાં આશ્ચર્ય ફેલાયું. તે વખતે હસ્તી ધરાવતા વિવર્તન (diffraction) અને પ્રકીર્ણન (scattering) સિદ્ધાંતો અન્વયે આ ઘટનાની સંતોષકારક સમજૂતી આપી શકાઈ નહિ ત્યારે 1902માં અમેરિકાના આર્થર એડ્વિન કેનેલી અને ઇંગ્લૅન્ડના ઓલિવર હીવિસાઈડે સ્વતંત્રપણે પ્રકલ્પના કરી કે પૃથ્વીની સપાટીથી આશરે 100 કિમી. ઊંચાઈએ કોઈક વીજભારિત સ્તર હોવો જોઈએ, જે ભૂપૃષ્ઠના સમતલને અમુક ખૂણે ત્રાંસી દિશામાં વિકિરિત થયેલા અને સીધી રેખામાં ઊંચે સંચરતા રેડિયોતરંગોનું પરાવર્તન (reflection) કરી શકતો હોય. આમ હોય તો જ પૃથ્વી પરના દૂરના સ્થળે પ્રબળ રેડિયોતરંગોનું પરાવર્તન કરી શકાતું હોય. આમ હોય તો જ પૃથ્વી પરના દૂરના સ્થળે પ્રબળ રેડિયોતરંગો પાછા ફરી શકે. આવા સ્તરમાં ગતિશીલ મુક્ત ઇલેક્ટ્રૉન તથા આયનો હોવાથી તે માધ્યમની પારવીજતા (permittivity) અને પારગમ્યતા (permeability) અવકાશ કે તટસ્થ હવાના કરતાં ઓછી હોય છે એમ 1912માં એકલ્સ અને લાર્મરે ગણિતપદ્ધતિએ સાબિત કર્યું. તેથી રેડિયોતરંગો સ્તરના અમુક ભાગમાં અપવર્તન (refraction) પામીને છેવટે અમુક ઊંચાઈએ ઇલેક્ટ્રૉનસંખ્યાઘનત્વને આધીન રહી પરાવર્તિત થાય છે. અપવર્તનાંક (μ) માટેનું સાદું સૂત્ર નીચે મુજબ છે :

e = ઇલેક્ટ્રૉનનો વીજભાર, m = ઇલેક્ટ્રૉનનું દ્રવ્યમાન, f રેડિયો-તરંગની આવૃત્તિ, N = ઘન સેમી.માં ઇલેક્ટ્રૉન-સંખ્યા. આ સૂત્રના અવતરણમાં ઇલેક્ટ્રૉનના બીજા કણો સાથેની અથડામણો તથા ભૂચુંબકીય ક્ષેત્રની અસરો ધ્યાનમાં લીધી નથી. પરાવર્તક સ્તરની વીજચાલકતા અને અપવર્તન-પરાવર્તનની ક્રિયા મુખ્યત્વે હલકા ઋણ વીજભારી ઇલેક્ટ્રૉનથી નક્કી થાય છે; કારણ કે ભારે ધન અને ઋણ વીજભારી આયનો ઇલેક્ટ્રૉનની તુલનાએ બહુ ઓછા ગતિશીલ હોય છે.

વીજચાલક સ્તરની પ્રકલ્પના થયા પછી લગભગ પચીસ વર્ષે 1925માં ઍપલટન અને બાર્નેટે જુદી જુદી આવૃત્તિઓના સતત તરંગોનો ઉપયોગ કરીને પ્રયોગો દ્વારા દર્શાવ્યું કે 100થી 300 કિમી. ઊંચાઈના વિસ્તારમાં એક કરતાં વધારે આયનિત સ્તરો હોય છે. ભૂપૃષ્ઠમાર્ગે સંચરતા અને આયનિત સ્તરમાં પરાવર્તન થઈ આવતા સતત તરંગો વચ્ચે વ્યતીકરણ (interference) થતું હોય છે અને તેમને જુદા પાડી શકાતા નથી. 1926માં બ્રાઇટ અને ટુવેએ આવર્તી રેડિયોસ્પંદ (pulse) તકનીક અપનાવી. પ્રેષક(transmitter)માંથી સીધા ઊંચે મોકલેલા અને પૃથ્વી ઉપર નજીકના સ્થળે મૂકેલા અભિગ્રાહી(receiver)માં ઝિલાયેલા સ્પંદ વચ્ચેનો સમયગાળો કૅથોડ કિરણ દોલનદર્શક-(oscilloscope)ની મદદથી સ્પષ્ટપણે માપી શકાય છે અને તદનુસાર કઈ ઊંચાઈએ રેડિયોસ્પંદીય તરંગનું પરાવર્તન થાય છે અને ત્યાં ઇલેક્ટ્રૉનનું કેટલું સંખ્યાઘનત્વ હોય છે એ જાણી શકાય છે. સીધા ઊંચે પછી નીચે સંચરણની ક્રિયાની પરિસ્થિતિમાં અપવર્તનાંક μ = 0 થાય. તેથી ઇલેક્ટ્રૉનનું સંખ્યાઘનત્વ N = 1.24 x 10⁴ x f² (અથવા 1.24 x 10¹⁰f² પ્રતિ ઘમી.). જો આવૃત્તિ f મેગાહર્ટ્ઝમાં હોય તો N એકમ ઘન સેમી. કદમાં હોય તે મળે. જો ટ્રાન્સમીટરની રેડિયો-આવૃત્તિ બદલાતી રહે અને સાથે સાથે અભિગ્રાહી યંત્ર તેને અનુનાદી (resonating) થતું રહે તો આયનમંડળના જુદા જુદા સ્તરોના ઊંચાઈવિસ્તાર સાથે પરાવર્તિત તરંગની રેડિયો-આવૃત્તિનો આલેખ ફોટોફિલ્મ ઉપર અંકિત થઈ શકે. આવા અભિલેખનને h´ → f રેકર્ડ અથવા આયનોગ્રામ કહે છે અને તે માટે ઉપયોગમાં લેવાતા સાધનને આયનોસોન્ડ (ionosonde) કહે છે.

આકૃતિ 1  માં એક નમૂનાનો h’ → f રેકૉર્ડ દર્શાવ્યો છે. તેમાંથી જે સ્તરો આયનમંડળમાં આવેલા છે તેમના ઊંચાઈવિસ્તારો, તેમાંનું ક્રાંતિક (critical) આવૃત્તિઓને અનુરૂપ મહત્તમ ઇલેક્ટ્રૉન-સંખ્યાઘનત્વ તેમજ જુદી જુદી ઊંચાઈઓએ પ્રવર્તતું આ ઘનત્વ જાણવા મળે છે; પણ આ પ્રકારની નોંધમાંથી મહત્તમ ઇલેક્ટ્રૉન-સંખ્યાઘનત્વની (N_m) ઊંચાઈથી નીચેના ભાગના વિસ્તારની જ માહિતી મળે છે. કોઈ બે સ્તરો વચ્ચે કે તેમની ઉપર શી સ્થિતિ છે તે આયનોસોન્ડથી જાણવા મળે નહિ. બીજા વિશ્વયુદ્ધ પછી અને ખાસ તો 1957-58ના આંતરરાષ્ટ્રીય ભૂભૌતિક વર્ષથી બહુ ઊંચે જઈ શકે તેવાં રૉકેટો અને પૃથ્વીની આસપાસ ભ્રમણ કરે તેવા કૃત્રિમ ઉપગ્રહોનો, સમગ્ર આયનમંડળનાં અનેક પાસાંઓનો પ્રત્યક્ષ સ્થળ ઉપરનો અભ્યાસ કરવામાં ઉપયોગ થયો. આયનોસોન્ડથી તેમજ અન્ય રીતે મળેલી આયનિત સ્તરોની કેટલીક માહિતી નીચે સારણી 1માં આપી છે. તે કોઈ એક સ્થળે મધ્યાહન આસપાસ, સામાન્ય શાંત સંજોગોમાં, મહત્તમ આયનનની સ્થિતિ માટે છે.

સારણી 1

સ્તર	સામાન્ય ઊંચાઈ– વિસ્તાર, કિમી.	hm કિમી.	Nm, પ્રતિ ઘન સેમી.
C	50-70	65	102
D	70-90	85	103
E	90-130	110	105
F1	130-180	150	3 x 105
F2	180-600	300	106

આમાં ઊંચાઈ-વિસ્તાર છે તે સ્તરની વિતરણ-ઊંડાઈ છે અને સમયને આધીન તે મર્યાદામાં રહીને સ્તરની ઊંચાઈમાં વધઘટ થતી રહી છે. h_m મહત્તમ ઇલેક્ટ્રૉનઘનત્વ N_mની ઊંચાઈ છે. D અને F₁ સ્તરો રાતે અદૃશ્ય થાય છે, જ્યારે E સ્તરમાં N_m ઘટીને 10³ ઘ.સેમી. અને F સ્તરમાં તે 10⁵ ઘ.સેમી. જેવું થાય છે. ઉપરાંત ઋતુઓ, અક્ષાંશ, સૌર ચક્ર દરમિયાન થતાં આયનકારી વિકિરણોની તીવ્રતામાં ફેરફારો, ભૂચુંબકત્વમાં તોફાનો, સૌર વિસ્ફોટો, ઉલ્કાના પ્રપાતો, ભરતી-ઓટના પવનો જેવી ઘટનાઓથી અસામાન્ય ફેરફારો આયનમંડળમાં થતા રહે છે.

રેડિયોપ્રસારણ અને દૂરસંચાર : આયનમંડળની એક મહત્વની ઉપયોગિતા રેડિયો-દૂરસંચાર માટે છે. દુનિયાનાં જુદાં જુદાં સ્થળોનો સંપર્ક મુખ્યત્વે લઘુતરંગ (short wave) સંચાર આયનમંડળ દ્વારા સધાય છે. તેના આયોજન માટે ઘણી જગ્યાએ પૃથ્વી ઉપર આયનોસોન્ડ દ્વારા સીધી ઊર્ધ્વ દિશા માટે મેળવેલી પરાવર્તન-ઊંચાઈ અને રેડિયો-આવૃત્તિ f_v મેળવી નકશા બનાવવા પડે છે. જો ત્રાંસી દિશામાં રેડિયો-આવૃત્તિ f_ob હોય, i તરંગનો આયનિત સ્તરે આપાતકોણ હોય તો આવૃત્તિ f_ob = f_v sec i. કોઈ એક સ્તરની ઇલેક્ટ્રૉનની સંખ્યાને આધીન f_v નક્કી થાય છે અને f_vને લગતી પરાવર્તન-ઊંચાઈ માટે f_ob પણ હોય છે તેથી પૃથ્વી પર ત્રાંસી દિશાના રેડિયોસંચરણથી કેટલું અંતર આવરી લેવાય તે નક્કી કરી શકાય છે; દા.ત., E – સ્તર દ્વારા એક પરાવર્તન કૂદકે ટ્રાન્સમીટરથી 2,000 કિમી. સુધીના દૂરસંચાર માટે વધારેમાં વધારે 15 MHz આવૃત્તિનો ઉપયોગ કરી શકાય; જ્યારે F સ્તર દ્વારા 4,000 કિમી. સુધી મહત્તમ આવૃત્તિ આશરે 45 MHz કામમાં આવે. કેટલે દૂર સુધી સંચાર કરવો છે તેના આધારે અમુક ઊંચાઈ અને ઇલેક્ટ્રૉનઘનત્વ યાને f_vવાળા સ્તરની પરાવર્તન માટે પસંદગી થવી જોઈએ, જેથી નિર્ધારિત f_ob કરતાં f_v sec iનું મૂલ્ય ઓછું ન થાય. બધા સ્તરોના સંદર્ભમાં f_ob કરતાં f_v sec iનું મૂલ્ય ઓછું થાય ત્યારે રેડિયોતરંગ આયનમંડળને વીંધીને ઊંચે પાર કરી જાય છે. તેથી નજીકમાં નજીક અંતર પણ પરાવર્તિત તરંગ માટે મર્યાદિત ગણાય છે. તેનાથી ઓછા અંતરે આયનમંડળ દ્વારા રેડિયોસંચાર સંભવી શકે નહિ. વધારેમાં વધારે અંતર ટ્રાન્સમીટર અને રિસીવર વચ્ચેના ક્ષિતિજથી ક્ષિતિજ વચ્ચેનું અંતર હોઈ શકે. જો પૃથ્વી પર પાછા ફર્યા પછી તરંગ પ્રબળ હોય તો તેનું બીજા કૂદકાનું પરાવર્તન થઈ શકે અને મહત્તમ કરતાં વધારે અંતરે તે સંચાર સેવા આપી શકે. બીજો રસ્તો એ છે કે નબળા તરંગનું પ્રવર્ધન કરીને ફરીથી તેને આગળ પ્રેષિત કરી શકાય.

1926 – 1931 માં ઍપલટન અને હાર્ટ્રીએ રેડિયો-પ્રસારણના સિદ્ધાંતને વ્યાપક સ્વરૂપ આપ્યું, જેમાં તેમણે ઇલેક્ટ્રૉનની બીજા કણો સાથેની અથડામણો તથા ભૂચુંબકત્વની અસરોને ધ્યાનમાં લીધી. તેનાથી સિદ્ધ થયું કે આયનમંડળ દ્વિઅપવર્તી (doubly refractive) માધ્યમ હોય છે. મૂળ તરંગના આયનમંડળમાં સામાન્ય અને અસામાન્ય એવા બે ભાગ પડે છે (જુઓ આકૃતિ-1, h´→ f રેકૉર્ડ). મૂળ સમતલ તરંગનું વર્તુળીય કે લંબવર્તુળીય ધ્રુવીભવન (polarisation) થાય છે, અપવર્તનાંક સંમિશ્ર રાશિ બને છે અને તેમાં ઊંચાઈ અનુસાર ફેરફાર થતો હોય છે. આ સૂત્રની મદદથી આયનમંડળમાં થતું રેડિયોતરંગની શક્તિનું અવશોષણ અને તેના ધ્રુવીભૂત સમતલનું ભ્રમણ જાણી શકાય છે. સમતલના ભ્રમણ પરથી રેડિયોતરંગના માર્ગમાં રહેલી ઇલેક્ટ્રૉનની કુલ સંખ્યાનો અંદાજ મળે છે. રેડિયોતરંગોના ઉપયોગોની અન્ય રીતો છે, જેનાથી આયનમંડળમાં ઇલેક્ટ્રૉનનો વેગ, તેમાંના અસ્થિર સમૂહો ને વાદળોની ક્ષતિ-વૃદ્ધિ, F-સ્તરના ઉપલા ભાગમાં ઇલેક્ટ્રૉનના સંખ્યાઘનત્વનું વિતરણ તથા તેમનાં જૂથોનાં રચના, તાપમાન, ગુરુત્વ-તરંગો વગેરેનો અભ્યાસ થઈ શકે છે. આ રીતો પૈકી, એક પછી એક ઝડપભેર ઇલેક્ટ્રૉનિક કળથી પરિપથમાં જોડાતાં ત્રણ ઍન્ટેના સાથેનું રિસીવર, અંશત: પરાવર્તન-તકનીક, બે જુદી જુદી આવૃત્તિઓના તરંગો વચ્ચેની આંતરક્રિયા, અસંબદ્ધ પ્રતિ-પ્રકીર્ણન (incoherent backscatter), અવકાશમાંથી આયનમંડળમાં પસાર થઈ આવતો રેડિયોશોર(cosmic radio noise), ઉપગ્રહમાં મૂકેલું આયનોસોન્ડ (topside sounder) વગેરેનો સમાવેશ થાય છે.

આયનમંડળની રચના : પૃથ્વીની નજીકના વાતાવરણમાં બધા વાયુઓ સંપૂર્ણપણે સંમિશ્રિત હોય છે; કારણ કે તે બહુ ઘનિષ્ઠ હોય છે. તેમાં જુદા જુદા વાયુઓના પરમાણુઓ વચ્ચેની અથડામણો 10⁷ પ્રતિસેકન્ડ કરતાં વધારે હોય છે અને સંવહન(convection)ની ક્રિયાથી વાયુઓ ઊંચે-નીચે તથા બાજુઓમાં વલોવાતા હોય છે. આવું સંમિશ્રણ લગભગ 70 કિમી. ઊંચાઈ સુધી જારી રહે છે. તેથી સરેરાશ અણુભાર 29, નાઇટ્રોજન વાયુના પ્રભુત્વને કારણે રહે છે અને આ સંમિશ્રિત વાયુની ઘનતાનું ρ = ρ₀ exp(-h/H) નિયમ મુજબ ઘાતીય રીતે ઊંચાઈ સાથે વિતરણ થાય છે. ρ₀ પૃથ્વીની સપાટીએ અથવા કોઈ સંદર્ભઊંચાઈએ રહેલી વાયુની ઘનતા છે. h કોઈ ઊંચાઈ અને H સ્કેલ-ઊંચાઈ = kT/ છે, k બોલ્ટ્ઝમાનનો અચળાંક, T નિરપેક્ષ તાપમાન કેલ્વિનમાં, m સરેરાશ અણુભાર/પરમાણુભાર એકમમાં અને g પૃથ્વીના ગુરુત્વક્ષેત્રથી થતો પ્રવેગ (acceleration) છે. જો વાતાવરણમાં અમુક જ પ્રકારનો વાયુ હોય તો માત્ર તેનો પરમાણુભાર m લઈ વિતરણની સ્કેલ-ઊંચાઈ ગણી શકાય. સૂર્યના મુખ્યત્વે દૃશ્ય પ્રકાશ અને અધોરક્ત પ્રકાશથી હવામાં ઉષ્મા સંગ્રહાય છે અને અણુઓની અથડામણો થતાં ઉષ્મા વાયુમાં પ્રસરે છે. અણુ-પરમાણુઓ સતત ગતિમાન હોય છે અને તેમની ગતિક ઊર્જા વાયુઓને ઊંચે ફેલાવે છે. પરિણામે વિતરણનો ઘાતીય નિયમ મળે છે. 70 કિમી.થી ઊંચે હવાની ઘનતા એટલી બધી ઘટે છે કે અણુ-પરમાણુઓની અંદરોઅંદર થતી અથડામણો 10⁶ પ્રતિસેકન્ડ કરતાં ઓછી હોય છે (જે 250 કિમી. ઊંચે ફક્ત 30 પ્રતિસેકન્ડ થઈ જાય છે) અને પ્રસરણ(diffusion)નું મહત્વ વધે છે. આ પ્રસરણને અન્વયે હલકા-ભારે વાયુઓનું ઉપર-નીચે સ્તરોમાં પુનર્વિતરણ થાય છે, જોકે તે વાયુઓ એકબીજાથી બિલકુલ અલગ પડી જતા નથી. તેમના વિતરણની સીમાઓ એકબીજામાં ભળેલી હોય છે; છતાં આવી રીતે વિતરિત થયેલા સ્તરમાં અમુક વાયુનું તેના અણુભારને આધારે પ્રભુત્વ હોય છે.

આકૃતિ : 3 માં ઊંચાઈ સાથે Ar, O₂, N₂, O, He, H વાયુઓની વિપુલતાનો ખ્યાલ આપ્યો છે. 1931માં ચૅપમૅને આયનિત સ્તર વિશે સૈદ્ધાંતિક રજૂઆત કરી તેમાં નીચેનાં અનુમાનો કરવામાં આવ્યાં હતાં :

અમુક વાયુનો વાતાવરણમાં સ્તર રચાયેલો હોય છે. તે સ્તરમાં એકવર્ણી સૌર પારજાંબલી કે X – વિકિરણ પસાર થાય છે. તે સ્તર સમતાપી (isothermal) હોય છે અને પ્રવેશ કરતા વિકિરણનું ઘનિષ્ઠ વાતાવરણમાં પ્રકીર્ણન ન થાય તે માટે તે ઊર્ધ્વરેખાને 80⁰ કોણ કરતાં

ઓછા કોણે વાયુના સ્તર પર આપાતી હોવો જોઈએ. આ શરતોએ ઇલેક્ટ્રૉન-આયનોના છૂટા પડવાનો દર એટલે કે વાયુના આયનનો દર

જેમાં q_o સૌર વિકિરણ સીધી ઊર્ધ્વ દિશામાં એટલે કે ઝેનિથ કોણ χ = 0 હોય તે સ્થિતિમાં થતો આયનીકરણનો દર છે અને, સ્કેલ-ઊંચાઈ H ના ગુણાંકમાં મહત્તમ આયન-ઉત્પત્તિની ઊંચાઈ h_m ની સાપેક્ષે મપાતી ઊંચાઈનો સાંખ્યિક ગુણોત્તર

છે. આયનીકરણક્રિયાની સાથોસાથ ઇલેક્ટ્રૉન-આયનોનું પુન:સંયોજન પણ થતું રહે છે. સહજ તર્કબુદ્ધિને અનુસરીને ચૅપમૅને સૂચવ્યું કે ધન આયનોના ક્ષયનો દર ઇલેક્ટ્રૉનના સંખ્યાઘનત્વ Nના વર્ગને સમપ્રમાણમાં હોય છે. જો આ અસરકારક દર α હોય તો, તો સંતુલન સ્થિતિમાં

આ સૂત્ર દર્શાવે છે કે મહત્તમ ઇલેક્ટ્રૉન-સંખ્યાઘનત્વની ઊંચાઈ સાપેક્ષે મપાતી ઊંચાઈ સ્કેલ-ઊંચાઈ કરતાં ઓછી હોય ત્યારે Nનું વિતરણ ઊંચાઈ સાથે પરવલયી (parabolic) હોય છે. આવું વિતરણ બહુ સાંકડા ઊંચાઈ-વિસ્તાર પૂરતું મર્યાદિત હોય છે અને તે પણ h_mની નીચેના ભાગમાં. તેથી ઊંચે તો લગભગ ઘાતીય પરવલયી કરતાં વધારે ઘનત્વવિતરણ હોય છે; કારણ કે H વધે છે. હવે પ્રસરણક્રિયાના સંતુલન હેઠળ જુદા જુદા વાયુઓના સ્તરો રચાયા હોય અને તે વાયુઓ અમુક એકવર્ણી વિકિરણ શોષીને આયનિત થતા હોય તો આયનમંડળના જુદા જુદા સ્તરો રચાય. ચૅપમૅનનો સિદ્ધાંત મૂળભૂત છે. તે પછી તેમાં થોડાઘણા સુધારાઓ સૂચવાયેલા છે, પણ પાયાની દૃષ્ટિએ સિદ્ધાંતમાં બહુ ફરક પડતો નથી. સારણી 2માં જુદા જુદા વાયુઓના આયનીકરણ-વિભવો, તે વિભવોને અનુરૂપ આયનકારી વિકિરણની તરંગલંબાઈ અને સંભવિત સ્તરની રચનાની માહિતી આપી છે. કોઈ પણ તરંગલંબાઈના વિકિરણની ઊર્જા અથવા વિભવ અનુક્રમે ઇલેક્ટ્રૉન વોલ્ટ eV અને વોલ્ટમાં નીચેના સૂત્રથી ગણી શકાય :

દા.ત., 100 Å X – કિરણના ફોટૉનની ઊર્જા લગભગ 124 eV થાય અથવા તેને સમતુલ્ય વિભવ 124 વોલ્ટ મળે.

આયનીકરણની પ્રક્રિયાઓ : મધ્યમંડળ(mesosphere)માં O₂નું પારજાંબલી વિકિરણથી પરમાણુ Oમાં વિભાજન થાય છે અને કેટલાક અણુઓ ઉત્તેજિત થઈ O₂ (1_Δg) સ્થિતિમાં આવે છે. હલકા O (16) પ્રસરણક્રિયાથી ઊંચે ચડે છે અને કેટલાક N₂ સાથે સંયોજિત થતાં નાઇટ્રિક ઑક્સાઇડ બને છે. પ્રકાશ-રાસાયણિક સમીકરણો આમ છે :

સારણી 2

વાયુ	આયનકારી વિભવ, વોલ્ટ	આયનકારી વિકિરણની તરંગલંબાઈ	સંભવિત આયનમંડળનું સ્તર
O2	(1) 12.2
	(2) 16.58	1,025, 910-970
N2	18.67	31-100	E
O2, NO	ઉપર મુજબ	31-100	N2નું અસ્થિર
	તેમજ		વિભાજન
	9.5		બીજા વાયુ
O	(1) 13.55		સાથે સંયોજન
	(2) 16.90	ઉપર મુજબ
No	9.5	તેમજ
O2 (1Δg)	11.2	વિકિરણો	F1
N2, O2		850-900
		< 700	F2
		1,215-1,250	D
		1,108	D
		બ્રહ્માંડ-કિરણો	C

O₂ + hv (800 – 910 Å) → O + O

N₂ + O → NO + N

NO + hν (1,215-1,250 Å) → NO⁺ + e

અને O₂ (1_Δg) + hν (1,108 Å) → O⁺₂ + e

આમ આણ્વિક કણોનું આયનીકરણ થતાં ધનાયનો અને ઇલેક્ટ્રૉન મળે છે. ઉપર દર્શાવેલી ક્રિયા આયનમંડળના D-સ્તર માટે જવાબદાર જણાયેલી છે. D-સ્તરનો નીચેનો ભાગ કોઈ કોઈ વાર સૌર વિસ્ફોટની પ્રચંડ જ્વાળાઓમાંથી આવતાં સખત X-કિરણો (< 1 Å) O₂ અને N₂નું આયનીકરણ કરે છે અને 1-8 ના વિકિરણમાં થતો વધારો D-સ્તરનું ઇલેક્ટ્રૉન-સંખ્યા-ઘનત્વ વધારી દે છે. આને પરિણામે ટૂંકા રેડિયોતરંગોનું D-સ્તરમાં ખૂબ અવશોષણ થવા પામે છે.

બીજી પ્રકાશ રાસાયણિક આયનન ક્રિયાઓ : E-સ્તર માટે O₂ + hv (1,025 Å + X-કિરણો 31-100 Å) O⁺₂ + e, F₁^–સ્તર માટે NO અને O₂ વાયુના 31-100 Å વિકિરણથી આયનન, F₂-સ્તર માટે O + hv (< 700 Å, 850  – 900 Å) → O⁺ + e. 60 થી 70 કિમી. ઊંચાઈના વિસ્તારમાં કૉસ્મિક કિરણોથી N₂ અને O₂નું આયનીકરણ થવાથી C-સ્તર રચાય છે અને તેમાં ઇલેક્ટ્રૉનનું સંખ્યાઘનત્વ 10²/ઘસેમી. આસપાસ હોય છે. સૌર ચક્રની તીવ્રતા વધવા સાથે કૉસ્મિક કિરણોની અસર ઘટે છે. તેથી C-સ્તરનું ઇલેક્ટ્રૉન-ઘનત્વ લગભગ અડધું થઈ જાય છે.

આકૃતિ-5માં આયનમંડળમાં રચાતાં સૂર્યવિકિરણો આધારિત સ્તરોનું સૂર્યપ્રકાશિત દિવસના સમય માટે એક

નમૂનારૂપ ચિત્ર દોર્યું છે. તેમાં F₂ સ્તરની મહત્તમ ઘનતાની ઊંચાઈ h_mF₂થી નીચેના વિસ્તારમાં જે વિતરણ-આલેખ દર્શાવ્યો છે તે h’ → f આયોનોગ્રામ રેકૉર્ડને આધારે મેળવી શકાય છે, આને નીચલું આયનમંડળ કહે છે. h_mF₂ થી ઉપરના વિસ્તારમાં ઇલેક્ટ્રૉન-સંખ્યાઘનત્વ ઘાતીય નિયમ પ્રમાણે ઘટતું રહે છે, અને તે વિસ્તારને ઉપલું આયનમંડળ કહે છે. સમગ્ર આયનમંડળનો અભ્યાસ ઊંચે જઈ શકતાં રૉકેટો અને ઉપગ્રહોમાં મૂકેલાં વિવિધ પ્રકારનાં સાધનો તથા ઉપકરણોની મદદથી થઈ શકે છે. સૌર-વિકિરણોને આધીન ન હોય તેવું એક અનિયમિતપણે વર્તતું છૂટુંછવાયું (sporadic) E અથવા E_s સ્તર 90-100 કિમી. ઊંચાઈએ કોઈ કોઈ વાર અને ઉનાળામાં ઘણી વાર જોવા મળે છે. આ સ્તરની રચના મુખ્યત્વે ઊંચાઈ સાથે ક્ષૈતિજિક પવનવેગની વિશેષ પ્રવણતા (gradient), વીજચુંબકીય ક્ષેત્રોથી વીજાણુઓનાં વિચલન અને ઉલ્કાઓનો પ્રપાત કારણભૂત છે. રાત્રિના સમયે ફક્ત E અને F₂ અને કોઈ કોઈ વાર E_s સ્તરો હસ્તી ધરાવે છે. એક વાતની નોંધ લેવી જોઈએ કે F₁, E, D જેવા નીચલા સ્તરો અણુઓના આયનીકરણથી રચાય છે, જ્યારે F₂ અને તેની ઉપરના ભાગમાં પરમાણુઓનું આયનીકરણ થતું હોય છે. આયન-ઇલેક્ટ્રૉનની ઉત્પત્તિની અન્ય પ્રક્રિયાઓ આ છે. પ્રકાશ-વિયોજન(photo-detachment)ક્રિયાથી ઋણાયનમાંથી ઇલેક્ટ્રૉન છૂટો પડે છે અને વાયુ તટસ્થ બને છે.

O^– + hv → O + e

O₂^– + hv → O₂ + e

તટસ્થ અણુઓ સાથે ટકરાવાથી ઋણાયનો ઇલેક્ટ્રૉન ગુમાવે છે.

O + O^– → O₂ + e

N₂ + O^– → N₂O + e વગેરે

ઇલેક્ટ્રૉનના વિલોપનની પ્રક્રિયાઓ : ઇલેક્ટ્રૉન આયનની મુખ્ય વિલોપનક્રિયા (loss process) તેમના વિભાજનલક્ષી પુન:સંયોજન(dissociative recombination)થી થાય છે; દા.ત.,

O₂⁺ + e → O^* + O → O₂ + hv

N₂⁺ + e → N^* + O → NO + hv

* નિશાની ઉત્તેજિત અવસ્થા સૂચવે છે. આ સંયોજનનો દર 10^–9થી 10^–10 cm³/s જેટલો હોય છે. અન્ય ગૌણ ક્રિયાઓ આ પ્રમાણે છે :

વિકિરણાત્મક (radiative) પુન:સંયોજન ક્રિયા અન્વયે

O⁺ + e → O + hv

NO⁺ + e → NO + hv વગેરે

આનો દર વિભાજનલક્ષી પુન:સંયોજનથી લગભગ સોગણો ધીમો હોય છે.

ઉપયોજન (attachment) : કોઈ તટસ્થ અણુ/પરમાણુ પર ઇલેક્ટ્રૉન ચીટકી જાય ત્યારે તે ઋણાયન બને છે અને થોડી ઊર્જાનું વિકિરણ થાય છે; જેમ કે,

O + e → O^– + hv

પરમાણુઓ સાથેની ક્રિયા ઉપલા સ્તરોમાં અને અણુઓ સાથેની ક્રિયા નીચલા સ્તરોમાં થાય છે. ધન આણ્વિક આયનો સાથે ઇલેક્ટ્રૉનનું વિભાજનલક્ષી પુન:સંયોજન બધા સ્તરોમાં મુખ્ય ક્રિયા રૂપે હોય છે. પરમાણ્વિક આયન અને તટસ્થ અણુ વચ્ચે વીજભાર-સંક્રમણ થાય છે. આમ, ધન આણ્વિક આયન સહેલાઈથી ઇલેક્ટ્રૉન સાથે સંયોજિત થાય છે;

દા.ત.,  O⁺ + O₂ → O₂⁺ + O

        O₂⁺ + e → O + O → O₂ + hv

આ બધી વિલોપનક્રિયાઓમાં કંઈક ઊર્જા બહાર પડે છે, અને અંધકારમય રાત્રિએ જોવા મળતી પ્રકીર્ણિત દીપ્તિ (night air glow) એ ક્રિયાનું પરિણામ હોય છે. સરવાળે કોઈ આયનિત સ્તરનો વીજભાર શૂન્ય હોવો જોઈએ, તેથી ઇલેક્ટ્રૉન-સંખ્યાઘનત્વ

N + ઋણ આયનોનું ઘનત્વ N^– = ધનાયનોનું ઘનત્વ N⁺

સમીકરણ જળવાઈ રહે છે. આયનમંડળના 100થી 500 કિમી. ઊંચાઈ-વિસ્તારને થરમૉસ્ફિયર કહે છે, જેમાં સરેરાશ તાપમાન ઊંચાઈ વધવા સાથે વધતું રહે છે. 500 કિમી.થી ઊંચે હવા બહુ પાતળી બની ગયેલી હોય છે, જ્યાં વાયુની ઘનતા 10^–12 કિગ્રા./પ્રતિ ઘમી. અને અણુસંખ્યાઘનતા 10¹³/પ્રતિ ઘમી. કરતાં ઓછી હોય છે. આની તુલનાએ પૃથ્વીની સપાટી નજીક વાયુની ઘનતા 1.22 kg પ્રતિ ઘમી. અને અણુસંખ્યાઘનતા 2.55 × 10²⁵ પ્રતિ ઘમી. જેટલી હોય છે. ઊંચેની આવી સ્થિતિમાં અણુ-પરમાણુઓ અને વીજાણુઓ વચ્ચેની અથડામણો અત્યંત ઘટી જાય છે (500 કિમી. ઊંચાઈએ માત્ર 10 પ્રતિ સેકન્ડ) અને અથડામણમાં આવતાં ઘણું અંતર કાપવું પડે છે. તેથી સૂર્યનાં વિકિરણોમાંથી સંગૃહીત ઉષ્માને વાયુમાં પ્રસરતાં બહુ વાર લાગે છે અને ત્યાં સુધીમાં તો કેટલીક ઉષ્મા વિકિરિત થઈ જતી હોય છે. આ સંજોગોમાં ત્યાંનું તાપમાન લગભગ સમાન રહેવા પામે છે, જેનું મૂલ્ય લઘુતમ સૌર વિકિરણોની તીવ્રતાના વર્ષમાં આશરે 1200°K અને મહત્તમ સૌર વિકિરણોની તીવ્રતાના વર્ષમાં આશરે 2000°K જેટલું હોય. ખૂબ અલ્પ સંખ્યાની અથડામણોવાળા અને સમાન તાપમાનવાળા આ 500-1000 કિમી. ઊંચાઈ-વિસ્તારને બહિર્મંડળ (exosphere) નામથી ઓળખવામાં આવે છે. તેથી ઊંચે હિલિયમ અને હાઇડ્રોજન વાયુની વિપુલતાવાળાં હિલિયોસ્ફિયર અને પ્રોટોનોસ્ફિયર છે, જેમાં આયનમંડળની ઉપલી સીમા વિલીન થતી હોય છે. વાયુઓની અણુ-પરમાણુઓની સંખ્યા ઘનતાના જે આંકડાઓ ઉપર આપ્યા છે તેની તુલનાએ F₂ સ્તરમાં ઇલેક્ટ્રૉન-આયનોનું સંખ્યાઘનત્વ લગભગ એક હજારગણું અને E સ્તરમાં તે દસ લાખગણું નીચું હોય છે. એટલે સમજી શકાશે કે આયનમંડળમાં તટસ્થ અણુઓના પ્રમાણમાં ઘણા અલ્પ સંખ્યાના વીજાણુઓવાળો શીત પ્લાઝ્મા હોય છે, તેમ છતાં પૃથ્વીના વાતાવરણમાં પ્રવેશ કરતાં બધાં ઘાતક વિકિરણો 25 કિમી. ઊંચાઈએ આવતાં સુધીમાં શોષાઈ જાય છે. પૃથ્વી પર તો દૃશ્ય પ્રકાશ, અધોરક્ત અને રેડિયોતરંગો આવે છે. દૃશ્ય પ્રકાશકીય વર્ણપટમાં મહત્તમ ઊર્જા સમાયેલી હોય છે. કુલ સૌર ઊર્જાનો માત્ર એક લક્ષાંશ ભાગ જ ઊંચેના વાતાવરણમાં શોષાય છે. છતાં તે રેડિયો દૂરસંચાર માટે ઘણું મહત્વનું આવરણ પેદા કરે છે; એટલું જ નહિ, પણ સમસ્ત જીવસૃષ્ટિને ઘાતક વિકિરણો સામેનું સંરક્ષણછત્ર બની રહે છે.

કાંતિલાલ મોતીલાલ કોટડિયા