This paper reviews our understanding of (a) the earth's ionosphere, and (b) the solar atmosphere, in relation to the recent observations of solar XUV.

The expected ionospheric characteristics are derived as directly as possible from the XUV observations and then compared with the well known E and F layer formation. Agreement does not come very naturally. There are indications of a high ionospheric recombination coefficient decreasing rather rapidly with height. It is found that radiations from the high ions have greater solar cycle variations than radiations from the low ions. This leads to some difficulty in explaining the constancy of the E to F critical frequency ratios. Both UV and X-rays appear to contribute to the E layer.

There are about 250 identified XUV solar emission lines from about 50 ions. The flux measurements for each line gives information on the number of corresponding ions in the solar atmosphere. Each radiation comes from a region with a well specified temperature selected from the whole available range 20000° to 2000000°K. This makes it possible to derive, (a) the amount of solar material in each temperature range, (b) the chemical abundances, and (c) the physical differences between normal solar atmosphere, centres of activity, and flares. The analysis is held up at the present moment until the problem of the dielectronic recombination coefficient is cleared. In due course a good distribution of matter with temperature should be available but the fitting of such results to chromospheric and coronal models provides many problems.

On passe en revue nos connaissances sur l'ionosphère terrestre et l'atmosphère solaire en relation avec les observations récentes du rayonnement X et UV du Soleil.

On déduit aussi directement que possible des observations en XUV les principales caractéristiques de l'ionosphère et on les compare avec ce que l'on sait de la formation des couches Ε et F. II semble que les coefficients de recombinaison ionosphériques sont élevés et décroissent rapidement avec l'altitude. On trouve aussi que les rayonnements des ions élevés varie plus au cours du cycle solaire que celui des ions bas; ceci entraîne quelques difficultés pour expliquer la constance du rapport des fréquences critiques des couches E à F. Les rayons X et U V semblent contribuer ensemble à la formation de la couche E.

On à identifié environ 250 raies d'émission solaires X et UV provenant de 50 ions. Les mesmes de flux fournisseni des informations sur le nombre des ions correspondants dans l'atmosphère solaire. Chaque émission provient d'une région de température définie comprise entre 20000 et 2000000 °K, ce qui permet de déterminer (a) la quantité de matière solaire dans chaque gamme de températures, (b) les abondances chimiques, (c.) les différences d'état physique entre l'atmosphere solaire normale, les centres actifs et les éruptions.

Les progrès de l'analyse sont actuellement arrêtés jusqu'ä ce que le problème des coefficients de recombinaison diélectronique soit résolu. Une bonne distribution de la matière en fonction de sa température devrait prochainement être obtenue mais l'adaptation de ce résultat à des modèles de la chromosphère et de la couronne posera de nombreux problèmes.

Просмотрены наши знания о земной ионосфере и солнечной атмосфере в связи с недавними наблюдениями X и UV Солнца.

Выведены, по возможности самым прямым путем, из наблюдеий в XUV главные характеристики ионосферы и сравнены с тем, что нам известно об образовании слоев Ε и F.

По-видимому ионосферные коэффициенты рекомбинации высоки и быстро убывают с высотой. Найдено также, что излучения высоких ионов изменяются во время солнечного цикла больше чем излучение низких ионов; это влечет некоторые затруднения, чтобы объяснить постоянство отношения критических частот слоев Ε и F. Эти лучи X и UV как будто способствуют образованию слоя Е.

Были отождествлены около 250 солнечных эмиссионных линий X и UV происходящих от 50 ионов. Эти измерения потока дают сведения о числе соответствующих ионов в солчечной атмосфере. Каждая эмиссия происходит из области определенной температуры заключенной между 20.000 и 2.000.000 к0, что позволяет определить : а) количество солнечного вещества в