Чтение онлайн

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 P1070:150 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 I3 эрг/(см2xс), которую Хинтереггер получил в 1965 году и вокруг которой развернулось благополучие, описанное выше, относилась к низкой активности, Р10®=71. Исправленная же величина I2 эрг/(см2xс) 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.

И здесь в миниатюре повторилась история становления взглядов на величины I в 50-60-х годах. Ибо "уточненные" экспериментальные данные 1969 года о солнечном коротковолновом излучении пришли в противоречие с ионосферными оценками, основанными на роли этого излучения в верхней атмосфере.

"Как это так",- сказали специалисты по физике ионосферы,- "величина I меньше двух эргов? Теория рекомбинации согласуется с I = 3 эрг/(см2xс) в минимуме активности. Это означает, что нам нужно 3 эрга и ни эргом меньше". Конечно, разница теперь не чета прошлым годам. Не в тысячи шли даже в сотни раз, а всего в 2-3 раза. Но по нынешним временам и это очень серьезное противоречие. Ведь основные ионосферные параметры, используемые для оценок скорости рекомбинации, измеряются с гораздо большей точностью.

В последовавшее за 1969 годом пятилетие развернулась горячая дискуссия о том, какова же все-таки величина I и как она меняется с циклом солнечной активности. Вопрос еще не решен до конца, но сейчас (конец 1976 года) есть основания считать, что ионосферные оценки были верны, а экспериментальные данные 1969 года ошибочны, их необходимо подправить. Недавние измерения Хинтереггера вновь приводят к величинам около 2,5-3 эрг/(см2xс) для минимума солнечной активности. Сколько же эргов будет тогда в период максимума? Ионосферные оценки и теория предсказывают 6-8. Ну а с экспериментом необходимо подождать до года... высокой активности.

Для того чтобы изучать поведение заряженных частиц в ионосфере, необходимо прежде всего знать величину q на разных высотах. Типичное распределение q с высотой показано на рисунке. Формула (5) позволяет понять, почему высотный профиль скорости ионизации выглядит так, а не иначе.

Величина i. от высоты не зависит, а потому на профиль q не влияет. Давайте двигаться вдоль этого профиля сверху вниз, скажем, с высоты 300 км. На этих высотах поглощение излучения еще несущественно, поэтому величину I можно считать постоянной. Значит, меняется только концентрация нейтральных частиц. Чем больше [М], тем больше q,- это следует из (5). А поскольку [М] растет с уменьшением высоты, должна увеличиваться и скорость ионизации q. Именно это мы и видим на рисунке.

Но где-то ниже 200 км атмосфера становится уже настолько плотной, что начинается поглощение ионизующего излучения. Чем ниже мы опускаемся, тем меньше оказывается количество ионизующих квантов, достигшее данного уровня. Величина I начинает быстро уменьшаться при нашем движении вниз. Теперь уже два множителя изменяются в формуле (5) с уменьшением высоты- [М] и I. Начиная с некоторого уровня в атмосфере уменьшение I становится сильнее, чем увеличение [М]. На этом уровне образуется максимум скорости ионизации, что и видно на рисунке. Конечно, кривая на рисунке - лишь пример, показывающий, чем определяется высотный профиль скорости ионизации. На практике рассчитывают целый набор профилей q для различных условий - для максимума и минимума солнечной активности и для различных моментов дня.

Последнее очень важно, поскольку высота Солнца над горизонтом (или, как чаще говорят, зенитный угол Солнца Z,т. е. расстояние Солнца в угловой мере от точки зенита) изменяется в течение дня. В полдень высота Солнца максимальна, а зенитный угол минимален. А во время восхода и захода (Солнце на горизонте) высота равна нулю, a Z равен 90°. Поглощение ионизующего излучения очень сильно зависит от Z. Когда солнечные лучи падают на атмосферу прямо (Солнце в зените, Z=0)X ОНИ проникают в атмосферу глубже всего. При наклонном падении лучей они проходят большую толщу атмосферы, поглощение возрастает и на данный уровень в атмосфере попадает меньше излучения, чем при вертикальном падении. Таким образом, чем больше зенитный угол Солнца (чем ближе оно к горизонту), тем скорость ионизации солнечным излучением на данной высоте меньше.

Вернемся на время к реакции фотоионизации (3). Мы знаем, что энергия кванта ионизующего излучения hv тратится на отрыв электрона от нейтральной частицы X. Знаем мы и что энергия, которую надо затратить на отрыв электрона (потенциал ионизации), составляет 10-15 эВ. Спрашивается, куда девается избыток энергии жестких квантов, т. е. квантов, которые несут десятки и сотни электронвольт? Например, энергия кванта с длиной волны 300 A составляет около 40 эВ, а с длиной волны 100 A - более 100 эВ. Скажем, 15 эВ уйдет на сам процесс ионизации, а остальные?

Часть энергии может быть потрачена на возбуждение образовавшегося иона. Это самое большое несколько электронвольт. Часть может перейти в кинетическую энергию иона, т. е. пойти на разогрев атмосферного газа. Это обычно доли электронвольта. И все еще остается вопрос: а остальное? Куда девается остальная энергия ионизующего кванта?

Избыток энергии, как выяснилось, уносит образующийся электрон. Он называется фотоэлектроном, так как рождается в процессе фотоионизации, и может иметь энергию (в зависимости от того, насколько жестким был ионизующий квант) от долей электрон-вольта до сотен электронвольт.

Таким образом, в верхней атмосфере существует новый агент, о существовании которого вначале и не подозревали,- "горячие" (т. е. энергичные, с энергией, превосходящей тепловую энергию окружающих частиц) электроны. Этот агент может активно участвовать во многих важных процессах в верхней атмосфере. Скажем, в разогреве атмосферного газа - ведь, сталкиваясь с нейтральными атомами и молекулами, горячие электроны будут передавать им часть своей энергии. Или в образовании возбужденных нейтральных частиц - ведь большая часть переданной при столкновении энергии может идти именно на возбуждение. И наконец, в ионизации. Да, да, как это ни странно, именно в ионизации. В том самом процессе, где фотоэлектроны родились. Ведь они, как мы только что говорили, могут иметь энергию до сотен электронвольт. И значит, вполне способны оторвать новый электрон от подвернувшейся нейтральной частицы.

Получается, что при вычислении скорости ионизации в атмосфере необходимо учитывать кроме первичного акта ионизации еще и вклад вторичных процессов - ионизации фотоэлектронами. Это существенно усложняет расчеты профилей q.

Является ли коротковолновое излучение Солнца единственным источником ионизации в ионосфере? Нет, не является. Но оно - главный источник. В определенных условиях, например в самой нижней части ионосферы (h<90 км), в ночное время или в случае особых явлений в полярных широтах, ионизацию создают другие источники ионизации (прежде всего потоки корпускул), о которых мы расскажем в соответствующих разделах книги.