Текст книги "Популярная аэрономия"

Автор книги: А. Данилов

сообщить о нарушении

Текущая страница: 4 (всего у книги 10 страниц)

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.

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/(см2×с) 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/(см2×с) 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 σi. 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.

Скорость ионизации

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 Å составляет около 40 эВ, а с длиной волны 100 Å – 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.

Мы знаем теперь ответ на вопрос, поставленный в названии этой главы. За образование ионосферы свыше 100 км в дневных условиях отвечает коротковолновое излучение Солнца. Представляем мы себе и трудности, с которыми связан расчет скоростей ионизации этим излучением в верхней атмосфере. Мы имеем высотный профиль q, т. е. знаем, сколько электронов (и ионов) образуется на каждой высоте в одном кубическом сантиметре в секунду. Значит ли это, что мы знаем тем самым и профиль распределения концентрации электронов в ионосфере? Увы, нет. Ведь равновесные концентрации заряженных частиц – результат действия всего ионизационно-рекомбинационного цикла, в котором ионизация является лишь первым шагом. Мы увидели, как рождаются заряженные частицы. Посмотрим теперь, как складывается их дальнейшая судьба.

4. Равновесные концентрации ионов

Итак, нас интересует дальнейшая судьба ионов, родившихся в акте фотоионизации. Что происходит с ними потом?

Прежде всего, динамические процессы могут в принципе унести их на большое расстояние от места рождения, в область атмосферы с другими условиями. Однако о такой ситуации, действительно наблюдаемой в области F2 и выше, мы поговорим чуть позже. А сейчас рассмотрим, как и договорились, область высот 100 – 200 км. Принято считать, что на этих высотах динамика не влияет заметно на заряженные частицы, во всяком случае днем.

Давайте посмотрим, почему.

Что такое «время жизни»

В фотохимии используют известное физическое понятие "время жизни данной частицы" (иона, электрона, нейтрального атома и т.д.).

Время жизни частицы

Оно обозначается обычно τ и представляет собой время, которое частица (назовем ее X) успевает просуществовать между своим рождением в одном процессе и гибелью в другом. Если под "другим" понимается любая реакция, в которой участвует наша частица X, то и т будет просто фотохимическое время жизни, или время жизни относительно фотохимических процессов. Если же под "другим" понимать какую-то конкретную реакцию, то мы получим время жизни относительно этой реакции. Когда имеется несколько реакций, в которых может участвовать данная частица, сравнение соответствующих времен жизни дает нам представление о том, какая из реакций доминирует. Та из них, время жизни относительно которой меньше, будет являться основным процессом гибели частиц X.

Поскольку мы не раз будем оперировать понятием "время жизни"' и сравнивать величину τ для разных процессов, уместно, видимо, пояснить все сказанное примером. Пусть нас интересует, во-первых, время жизни электронов днем на высоте 160 км и, во-вторых, какой из трех процессов рекомбинации -

Радиативная рекомбинация атомных ионов. Формула 6

рекомбинация атомных ионов при тройных соударениях. Формула 7

Диссоциативная рекомбинация молекулярных ионов. Формула 8

– определяет гибель электронов на данной высоте.

Первый процесс – радиативная рекомбинация атомных ионов, второй – рекомбинация атомных ионов при тройных соударениях" (М – любая третья частица), а третий – диссоциативная рекомбинация молекулярных ионов. Пусть нам известны константы всех трех процессов и концентрации частиц:

Константы всех трех процессов и концентрации частиц

Вероятность участия η-частицы (в нашем случае – электрона) в данной реакции равна произведению константы скорости и концентрации других участвующих частиц. Для реакций (6) – (8) это будет выглядеть следующим образом:

Формула 9

Ну а время жизни обратно пропорционально вероятности участия:

Время жизни частиц

Оно и понятно: чем активнее частица участвует в данной реакции (чем больше г)), тем меньше время жизни, и наоборот. Подставляя теперь конкретные значения параметров, получаем:

Конкретные значения

Итак, электрону необходимо подождать 5 миллионов секунд (более 10 лет), прежде чем он сможет принять участие в реакции радиативной рекомбинации (6). Для участия в реакции (7) надо ждать еще больше – 5×1010 с. Но ждать столько ему, конечно, не придется: в среднем через 33 секунды после рождения он погибает в акте диссоциативной рекомбинации.

Вот мы и получили ответы на интересовавшие нас вопросы. " Беря наименьшую из полученных величин τ, мы имеем фотохимическое время жизни электрона в наших условиях. Оно равно 33 секундам. Сравнивая времена жизни относительно всех трех процессов, или, что то же, вероятности участия η, мы видим, что в процессах гибели электронов, безусловно, доминирует реакция диссоциативной рекомбинации. Вероятность участия электрона в этой реакции в сотни тысяч раз больше, чем вероятность участия в реакции радиативной рекомбинации или рекомбинации при тройных соударениях.

Мы знаем теперь, что такое фотохимическое время жизни. И нам легко понять, какую важную роль это понятие играет в решении вопроса о том, как взаимодействуют фотохимия и динамика. Ибо динамический процесс может действовать на частицу (перемещать ее), только пока частица живет – в течение времени τ. Следовательно, чем больше τ, тем дальше унесут частицу динамические процессы.

Вернемся к процессам (6) -(8) и рассмотрим такой пример. Пусть на нашей высоте 160 км действует горизонтальный дрейф заряженных частиц вдоль параллели со скоростью 0,1 см/с. И пусть (исключительно для примера!) не существует ни реакции (6), ни реакции (8), а гибель электронов определяется реакцией тройных соударений (7). Время жизни электрона тогда равно 5×1010 с Все это время он будет потихоньку (V = 0,1 см/с) дрейфовать вдоль параллели и отдрейфует на 5×1010×0,1 =5×109 см (!). А это половина земного шара! Ясно, что в этом случае ни о каком фотохимическом равновесии не может быть и речи, ибо в данный . момент в данном месте будут находиться электроны, родившиеся ; в разных местах, в разных условиях и в разное время. Например, не будет разницы между дневными и ночными концентрациями электронов, ибо ночью ионосфера окажется полна электронов, родившихся вчера днем и позавчера днем, и днем много лет назад...

Ну а в реальной ситуации, когда действует диссоциативная рекомбинация и время жизни равно нескольким десяткам секунд? В этом случае, очевидно, электрон за время τ переместится на несколько сантиметров. Много это или мало? Интуитивно все мы, конечно, чувствуем, что это мало и что ничего страшного от этого не произойдет. Но с чем все-таки эти сантиметры сравнивать?

Это и есть основной вопрос проблемы фотохимия – динамика. Оказывается, сравнивать надо с характерными размерами изменения параметров среды. Если электрон из одного места перенесен в другое, но с теми же условиями, ничего не изменится в уравнении фотохимического равновесия. Но если он попал в условия, отличные от начальных – другая плотность нейтральных частиц, а следовательно, иная скорость ионизации, или другая концентрация положительных ионов, следовательно, другая вероятность рекомбинации,– то в этом случае условия фотохимического равновесия уже не будут выполнены, а это и будет означать, что динамика влияет на распределение заряженных частиц.

Остается понять лишь, что же это за характерные размеры, которые мы должны использовать для сравнения. В качестве таких размеров при рассмотрении вертикальных движений принимают высоту однородной атмосферы (о которой мы говорили выше) нейтрального газа Н. Таким образом, если за время т динамика (в данном случае амбиполярная диффузия) переносит электрон (или ион) на расстояние, меньшее Н, условие фотохимического равновесия сохраняется. В случае горизонтальных перемещений определить характерные размеры труднее. Обычно считается, что они составляют десятки километров и что горизонтальный перенос как таковой не влияет заметно на распределение заряженных частиц.

Таков принцип сравнения роли фотохимии и динамики. Если же взяться за конкретные цифры (чего мы здесь делать не будем), то время жизни заряженных частиц на высотах 100 – 200 км днем составит несколько десятков – сотню секунд. При реальных скоростях вертикальных (амбиполярная диффузия) и горизонтальных (дрейф) движений в верхней атмосфере эти процессы не успевают за время τ перенести ионы достаточно далеко, чтобы нарушилось фотохимическое равновесие. Именно поэтому считают, что в дневных условиях на высотах 100 – 200 км влиянием динамических процессов можно пренебрегать. Ночью, когда все концентрации заряженных частиц уменьшаются, падают и вероятности участия, скажем, электронов в реакциях рекомбинации (см. (9)) и возрастает время жизни. В этом случае некоторые процессы переноса могут оказаться существенными. Но о ночной ионосфере на высотах больше 100 км речь пойдет отдельно.

Две основные реакции

Мы возвращаемся к основному вопросу этой главы: какова судьба ионов после их образования в результате фотоионизации? Раз динамическими процессами на выбранных нами высотах можно пренебречь, следует рассмотреть фотохимические реакции. Двумя главными типами химических процессов на высотах 100 – 200 км являются (кроме фотоионизации) диссоциативная рекомбинация и ионно-молекулярные реакции. О них-то мы и поговорим, прежде чем перейти к общей картине ионных преобразований.

В книге "Химия, ионосфера и космос" подробно рассказано об истории становления взглядов на диссоциативную рекомбинацию молекулярных ионов как быстрый процесс, играющий важную роль в ионосфере Земли и планет. Понадобилось около 20 лет, чтобы от первых предположений английского ученого Бейтса о существовании и роли диссоциативной рекомбинации прийти к современным представлениям об этом процессе.

Итак, диссоциативная рекомбинация молекулярных ионов. Она записывается в виде

Формула 10

При соединении молекулярного иона XY+ с электроном, как и при всякой рекомбинации, выделяется энергия, которая ранее была затрачена на ионизацию. От того, какие есть пути уноса этой энергии, будет зависеть эффективность (константа скорости) данного типа рекомбинационных процессов. В реакциях (6) и (7) энергия уносится либо излучением (отсюда и название "радиативная рекомбинация", (6)), либо третьей частицей М (реакция тройных соударений (7)). Это малоэффективные пути уноса энергии, поэтому и эффективность процессов (6) и (7) мала.

В процессе диссоциативной рекомбинации (10) энергия рекомбинации тоже сначала идет на возбуждение. Но образующаяся молекула нестабильна: она не может удержать полученный запас энергии и распадается на составляющие ее атомы, один из которых в свою очередь может быть возбужден.

Такой путь освобождения энергии, выделяющейся при рекомбинации, более всего удобен природе – константа скорости диссоциативной рекомбинации весьма высока. Если для процесса радиативной рекомбинации (6), как мы видели, константа скорости равна 10-12 см3×с-1, то для процессов диссоциативной рекомбинации основных ионосферных ионов она составляет 10-6-10-7 см3×с-1. Разница в миллион раз и определяет ту важную роль, которую процесс диссоциативной рекомбинации играет в ионосфере как главный рекомбинационный процесс выше 100 км.

Что же мы знаем и чего не знаем сейчас о конкретных процессах диссоциативной рекомбинации?

В ионосфере нас интересует главным образом диссоциативная рекомбинация трех основных молекулярных ионов NO+, О2+ и N2+:

Формула 11

Формула 12

Формула 13

О рекомбинации сложных ионов-связок, наблюдаемых в области D, мы поговорим в одной из следующих глав. Для ионов N2+, О2+ и NO+ было проведено много лабораторных измерений. Трудности таких измерений и забавные случаи, которые при этом возникали, описаны в книге "Химия, атмосфера и космос". К настоящему времени эти трудности преодолены – мы имеем надежные значения констант диссоциативной рекомбинации для наших ионов (обозначим их соответственно αN0+, αО2+ и αN2+) при комнатной температуре (около 300 К):

Формула 14

Однако температура 300 К не характерна для верхней атмосферы. Для интересующих нас высот более характерны температуры 1000 К и выше. Значит, нужно еще знать, как меняются величины α* с температурой. Но тогда возникает следующий вопрос: с какой именно температурой? Ведь в реакции участвуют ион и электрон, а температура ионов и электронов в ионосфере может быть различной. А может, вообще, величины α* зависят от температуры основной массы частиц среды, т. е. от температуры нейтралов?

Полностью этот вопрос не решен и по сей день. При лабораторных измерениях, которые, собственно, и питают нас сведениями о скоростях диссоциативной рекомбинации для различных ионов, получают несколько разную картину изменения α* в зависимости от того, меняют ли в эксперименте только электронную температуру Те при неизменных ионной температуре Ти и температуре нейтралов Тн или увеличивают Те и Ти одновременно. Принято все же считать (и это является основой всех аэрономических расчетов), что в первую очередь величины α* зависят от температуры электронов. Для ионов NO+ и О2+ принимается обратно пропорциональная зависимость α* от Те, а для N2+ зависимость оказалась настолько слабой, что ею часто пренебрегают. Таким образом, в основной части ионосферы мы имеем три процесса диссоциативной рекомбинации (11) – (13) с константами скорости:

Формула 15

Казалось бы, выражения (15) дают нам исчерпывающий ответ на все вопросы, связанные с диссоциативной рекомбинацией молекулярных ионов в ионосфере. На любой высоте, в любых условиях, зная электронную температуру, можно вычислить α* для любого из ионов. И действительно, знание величин α* в виде (15) считалось бы вполне достаточным 10 лет назад. Но, увы, не сегодня – ведь аэрономия не стоит на месте.

На два вопроса мы не получаем ответа, имея выражения (15). Первый – что будет, если ионы находятся в возбужденном состоянии? Все измерения в лаборатории проводятся для невозбужденных ионов. А в ионосфере, как мы теперь понимаем, часть ионов может образовываться с запасом внутренней энергии – возбуждением. Как это отразится на эффективности диссоциативной рекомбинации, мы пока не знаем. Есть лишь общие соображения о том, что величины α* для возбужденных ионов должны быть ниже и могут составлять даже 10-8 см3×с-1. Иначе говоря, возбужденные ионы должны быть более долгоживущими, чем обычные. Если это так, то даже небольшая доля возбужденных ионов (скажем, 10%) может приводить к заметному, в 2 раза, увеличению равновесной концентрации ионов. А это очень существенно.

Второй вопрос тоже связан с возбуждением. Но уже продуктов реакции (11) – (13)-атомов кислорода и азота. В большинстве случаев один или оба продукта диссоциативной рекомбинации должны "быть возбуждены. Но в какое состояние? (Скажем, атом кислорода будет в состоянии 1D или 1S?) И какой из атомов? Пойдет ли реакция диссоциативной рекомбинации NО+ по пути (11) с образованием возбужденного атома азота или по пути NO++е→N + O* С образованием возбужденного атома кислорода?

Мы не будем сейчас говорить о том, почему важно знать ответы на эти вопросы. Отметим лишь, резюмируя положение дел с диссоциативной рекомбинацией, что основными сведениями об этом процессе, необходимыми для анализа всего цикла процессов ионизация – рекомбинация, мы располагаем, ну а отсутствие данных о возбуждении продуктов – атомов азота и кислорода – порождает свои проблемы в другой области: в физике малых составляющих и возбужденных частиц, о которых мы поговорим позже.

Выражение "ионно-молекулярные реакции" стали употреблять в аэрономии около 10 лет назад. До того использовали термины вроде "перезарядка", "перенос зарядов", которые и сейчас изредка встречаются в литературе.

Что же стоит за выражением "ионно-молекулярные реакции"? Эти реакции объединяют несколько типов процессов. Не вдаваясь в детали химической кинетики, приведем характерные примеры в виде тех реакций, которые понадобятся нам в дальнейшем:

Формула 16

Формула 17

Формула 18

Формула 19

Несмотря на заметные различия, у этих реакций много общих черт. В каждой реакции участвуют заряженная (положительный ион) и нейтральная частицы и получаются заряженная и нейтральная частицы. Значит, ни образования, ни исчезновения зарядов не происходит. Происходит их перераспределение. В этом отличие ионно-молекулярных реакций от процессов ионизации, где заряженные частицы образуются, и от рекомбинационных процессов, где они гибнут.

Вторая важная особенность ионно-молекулярных реакций состоит в том, что слева всегда стоит ион с большим потенциалом ионизации, чем справа. Это необходимо для того, чтобы реакция не требовала дополнительной энергии, т. е. была, как говорят, экзотермической. Если же это условие нарушить, то мы получим реакцию, которая для своего протекания требует подпитки энергии извне, т. е. является эндотермической. Такие процессы, как правило, идут медленно и большой роли в аэрономии не играют. Требование экзотермичности приводит к тому, что в аэрономических ионно-молекулярных реакциях чаще всего образуются ионы N0+ и O2+, редко – ионы О+ и никогда не образуются ионы N2+.

Стоит обратить внимание еще на одну характерную деталь. Из четырех процессов, которые мы выбрали для примера, два содержат в правой части атомы азота, а в левой – молекулы N2. Значит, ионно-молекулярные реакции кроме перераспределения ионов могут приводить и к диссоциации молекул (скажем, N2) на атомы. Для кислорода это почти несущественно, а вот для образования атомного азота... Но об этом мы поговорим в одной из следующих глав.

Нас, как всегда, в первую очередь интересует эффективность данного типа процессов, т. е. константы скорости ионно-молекулярных реакций. Нужно отметить, что разброс значений у для различных ионосферных реакций гораздо больше, чем разброс значений α*. Как мы только что видели, для константы диссоциативной рекомбинации при 300 К разница между быстро рекомбинирующим ионом окиси азота и медленно рекомбинирующим ионом N^ относительно невелика – два с небольшим раза. А в случае ионно-молекулярных реакций диапазон у при комнатной температуре достигает двух порядков величины – от 10-12 см3×с-1 до 10-10cм3×c-1.

Но важно, конечно, не это, а то, знаем ли мы эти константы достаточно надежно, чтобы использовать их для аэрономических расчетов? В целом на этот вопрос сегодня следует ответить утвердительно. После многих лет поисков, споров и ошибок мы знаем сейчас величины γ для основных ионно-молекулярных реакций и их зависимость от температуры. Как ионно-молекулярные реакции вписываются в общий цикл процессов, мы увидим в следующем параграфе, а сейчас расскажем о проблеме, показывающей, насколько сложны вопросы, связанные с ионно-молекулярными реакциями.

Есть такое понятие – "колебательная температура", или "температура колебательного возбуждения". Дело в том, что практически при любой температуре газа часть молекул этого газа будет находиться в состоянии колебательного возбуждения. С ростом температуры количество колебательно возбужденных молекул быстро растет. Однако возможна ситуация, когда температура газа не меняется, а количество (процент) колебательно возбужденных частиц растет (скажем, за счет фотохимических процессов). В этом случае рост числа возбужденных частиц можно приписать росту некоторой эффективной температуры – температуры колебательного возбуждения Тк. В самом простом случае Тк просто равна обычной (кинетической) температуре газа Тн. В остальных случаях (при наличии дополнительных источников возбуждения) Тк больше, чем Т н.

Группой американских исследователей под руководством Фергюсона, заложивших основы наших сегодняшних представлений о величинах γ, в 1969 году был получен неожиданный результат.

Колебательная температура

Оказалось, что константа самой важной ионосферной ионно-молекулярной реакции (16) зависит от колебательной температуры участвующих в ней молекул азота. Причем не просто зависит, а очень сильно зависит. При изменении Тк от 300 до 1000 К константа γ16 возрастала в 100 (!) раз.

Этот факт получил огромный резонанс среди специалистов по аэрономии. Возник вопрос о пересмотре чуть ли не всей схемы ионизационно-рекомбинационных преобразований в ионосфере. Однако до этого дело пока не дошло. При внимательном подходе выяснилось, что такой драматический эффект получается, когда сам газ остается холодным, при комнатной температуре. А при температуре, скажем, 1000 К увеличение колебательной температуры уже не ведет к росту γ16 более чем в 2 раза. А поскольку нас в ионосфере интересуют как раз температуры Тн в 1000 К и выше, эффект колебательного возбуждения не должен как будто играть такой страшной роли, как показалось сначала.

Однако проблема не снята с повестки дня. Дело в том, что для объяснения ряда эффектов в области F2 ионосферы требуется предполагать зависимость константы реакции (16) от условий. Но от каких? Все от той же колебательной температуры азота? Или, может быть, как предложили недавно, от электронной температуры, которая сильно меняется на высотах максимума F2? Ответ еще предстоит найти.

Что во что переходит или окончательная схема процессов

Мы рассмотрели все этапы той карусели заряженных частиц, которая непрерывно идет в верхней атмосфере и называется ионизационно-рекомбинационным циклом процессов. Соединим теперь отдельные части и посмотрим на картину преобразования ионов и электронов в целом. Помним только, что речь идет о дневной ионосфере на высотах 100 – 200 км, где нет ни отрицательных ионов, ни ионов-связок, которые так усложняют жизнь в области D, и где можно не беспокоиться о динамических процессах. Итак, в результате фотоионизации образуются положительные ионы и электроны. Электроны, как говорится, все на одно лицо – их различить невозможно. А вот ионы образуются разные. В различных количествах. И их дальнейшая судьба складывается по-разному.

Атмосфера на высотах 100 – 200 км, как мы знаем, состоит из молекул и атомов азота и кислорода. Значит, именно ионы N2+, О2+, О+ и N+ образуются в результате фотоионизации. О+ и N+ – ионы атомные. Для них нет быстрой реакции рекомбинации с электроном. Значит, их судьба ясна – они рано или поздно гибнут в ионно-молекулярных реакциях, образуя другие ионы. Какие именно? И это ясно – ионы с меньшим потенциалом ионизации, т. е. О2+ и NO+. А вот у образующихся молекулярных ионов N2+ и О2+ судьба сложнее. Два типа процессов борются за их уничтожение: диссоциативная рекомбинация и ионно-молекулярные реакции. Исход этой борьбы различен для O2+ и N2+. Ионы молекулярного кислорода гибнут в основном в реакциях рекомбинации с электронами, и только на высотах, где много молекул окиси азота (область Е и несколько выше), на судьбу этих ионов начинает влиять реакция О2+ с NO. А вот на концентрацию ионов N2+ диссоциативная рекомбинация совсем не влияет. Слишком велика активность этих ионов в ионно-молекулярных реакциях – эти реакции целиком и определяют гибель N2+. Если выразить все в терминах "времени жизни", то это будет выглядеть так: время жизни N+ относительно ионно-молекулярных реакций много меньше, чем время жизни N2+ относительно диссоциативной рекомбинации.