Популярная аэрономия
Шрифт:
На вопрос о том, отличается ли температура ионов Ти от температуры нейтралов Тн, сегодня следует ответить отрицательно. Нет, достаточно тяжелые ионы не успевают получить необходимого избытка энергии, чтобы их температура повысилась заметным образом, поэтому считают (в пределах современных точностей), что Ти=Тн.
Другое дело легкие частицы - электроны. Они (как и ионы) получают избыток кинетической энергии в самом акте своего рождения. И этот избыток приводит к тому, что электроны оказываются горячее окружающего их нейтрального газа. Сколь велика разница Те - Тн, зависит от того, насколько быстро происходит "охлаждение" электронов в столкновениях с нейтралами. Чем выше плотность атмосферы, тем чаще столкновения и тем труднее электрону удержать свой избыток энергии, тем меньше будет Те - Тн.
Именно поэтому в области D, где плотность нейтральных частиц велика, электронная температура никогда не отличается заметным образом от нейтральной. В то же время в области F температура электронов днем в 1,5 - 2 раза выше, чем температура нейтралов, и может достигать 3000 С. Ночью разница Те - Ти существенно уменьшается, ню все же на высотах области F2 может составлять несколько сот градусов.
Острее всего стоит сейчас вопрос о дневных Те в области Е и непосредственно над ней. Зондовые измерения дают превышение Те над Тн уже на 100 - 110 км, и соответственно дневные Те на 110 - 150 км равны примерно 600- 1000 К (при Тн в пределах 300 - 600 К. В то же время измерения с земли методом некогерентного рассеяния не обнаруживают никакой разницы между температурами электронов и нейтралов на этих высотах. При измерениях этим методом Те начинает превышать Тн только с высоты 150 - 160 км. Явное противоречие налицо. Вот и попробуйте построить эмпирическую модель электронной температуры!
Оба метода (и зондовый, и некогерентного рассеяния) имеют, конечно, свои трудности и недостатки. Но даже с учетом этих трудностей пока не удается привести результаты различных измерений Те в области Е к одному знаменателю. Чем больше проводится проверок и уточнений, тем прочнее стоят сторонники каждого метода на своих позициях. А разница остается. И это тем более удивительно, что на больших высотах никаких систематических расхождений эти два метода не дают. Ну а на высотах 110 - 150 км каждый выбирает ту электронную температуру (по зондовым или наземным измерениям), которая ему больше нравится... Как в среднем изменяется температура электронов с высотой в ионосфере днем и ночью, показано на рисунке.
Сейчас активно изучается вопрос о вариациях электронной температуры. Уже ясно, что Те выше, скажем, 160 км (не будем пока касаться скользкой области высот 100 - 150 км) испытывает сильные вариации в течение суток. Точнее говоря, электронная температура, видимо, тесно связана с зенитным углом Солнца. Это и понятно, поскольку поглощение коротковолнового излучения Солнца является основным источником нагрева ионосферной плазмы.
Другие вариации Те не так хорошо установлены и не так понятны. Похоже, что электронная температура на данной высоте при сходных условиях будет тем выше, чем выше солнечная активность (скажем, число Вольфа), и тем ниже, чем сильнее магнитное возмущение (чем больше, скажем, магнитный Криндекс). Однако надежных количественных данных пока нет.
3. Кто отвечает за образование ионосферы
В этой главе мы начнем рассказ о физике земной ионосферы. Современная физика ионосферы многостороння. Она затрагивает разные вопросы теории и эксперимента, задевает интересы соседних наук - химии, метеорологии, астрофизики, ее проблемы касаются разных высотных областей, от мезосферы на 50 - 60 км до протоносферы на тысячах километров.
Однако при всем разнообразии вопросов в них есть некая общая основа. Она состоит в том, что ионосфера является продуктом деятельности трех основных процессов - ионизации, рекомбинации и динамики (на рисунке - Ио, Ре, Ди). Ионизация непрерывно стремится к увеличению числа заряженных частиц, рекомбинация активно борется за их взаимное уничтожение, а динамика, ничего не создавая и не уничтожая, ведет лишь к перераспределению (правда, в ряде случаев очень важному) заряженных частиц, созданных ионизацией.
В сущности все проблемы ионосферной физики сводятся к тому, что на разных высотах, в разное время, в различных географических областях эти процессы (в силу многих причин) действуют по-разному. Борьба основных процессов - ионизации, рекомбинации и динамики - и создает все разнообразие ситуаций, наблюдаемых в ионосфере. Задача же ионосферной физики состоит в том, чтобы, оперируя этими процессами, объяснить, как и почему те или иные ситуации возникают.
Насколько это удается, какие трудности и проблемы тут возникают - об этом как раз мы и будем вести речь дальше.
Мы начнем с описания двух первых из трех основных процессов и расскажем сначала о тех областях ионосферы, которые образуются как раз в результате борьбы этих двух процессов.
Борьба между ионизацией и рекомбинацией
В принципе все происходит относительно просто. Солнечное излучение в ультрафиолетовой и рентгеновской частях спектра воздействует на нейтральные частицы верхней атмосферы. Происходит процесс ионизации, т. е. электрон отрывается от нейтрального атома или молекулы. Из нейтральной частицы образуются две заряженные: положительная - ион и отрицательная - электрон. В обычных физических символах это записывается так:
Здесь X - нейтральная частица, на которую воздействует излучение (квант излучения обозначается h); X+ - получившийся из X положительный ион и е - отрицательно заряженная частица - электрон.
Для того чтобы произошел процесс (3), надо затратить некоторую энергию. Наименьшая энергия, при которой данная частица X может быть ионизирована, называется потенциалом ионизации данной частицы. Мы будем обозначать потенциал ионизации буквой V и выражать в электронвольтах. Очевидно, что не всякое излучение может вызывать ионизацию. Оторвать электрон от частицы X можно, лишь воздействуя на нее излучением, квант которого hv несет энергию, не меньшую, чем Vх (X показывает, что имеется в виду потенциал ионизации именно частицы X). Длина волны (или частота ), для которой справедливо равенство h=Vx, называется порогом ионизации частицы X.
Если бы в атмосфере действовал только процесс (3), заряженные частицы накапливались бы непрерывно и концентрация ионов и электронов (будем обозначать ее [Х+] и [е]) бесконечно возрастала бы. Но реально этого, конечно, не наблюдается. Как только образовалось некоторое заметное количество Х+ и е, начинается обратный (по отношению к ионизации (3)) процесс - соединение положительного иона с электроном, приводящее к восстановлению нейтральной частицы, "погибшей" в результате реакции (3):
Такой процесс называется рекомбинацией.
На тех высотах, где динамические процессы отсутствуют или их влияние мало, два противоборствующих процесса - ионизация (3) и рекомбинация (4) - определяют количество заряженных частиц, т. е. строение ионосферы. Так обстоит дело в принципе.
На самом деле за каждой из реакций (3) и (4) стоит целый набор различных реакций ионизации и рекомбинации с образованием и исчезновением разных ионов. Кроме того, между реакциями (3) и (4) появляется еще промежуточный процесс - ионно-молекулярные реакции, в которых заряженные частицы не рождаются и не гибнут, а лишь преобразуются друг в друга. Весь этот набор реакций с участием различных ионов и составляет основу фотохимии ионосферы. История же ионосферной физики за последние 15 - 20 лет есть в основном история построения и изучения этого комплекса процессов.
Как от простой схемы двух процессов типа (3) и (4), так называемого слоя Чепмена, перешли к более сложным схемам, в каком столкновении мнений, борьбе идей рождалось представление о всей совокупности реакций ионизации и рекомбинации (так называемом ионизационно-рекомбинационном цикле процессов) - обо всем этом можно прочесть в книге автора "Химия, атмосфера и космос". Здесь мы постараемся рассказать, как выглядит современная схема ионосферной фотохимии и какие особенности поведения ионосферы эта схема может объяснить.