Текст книги "Популярная аэрономия"

Автор книги: А. Данилов

сообщить о нарушении

Текущая страница: 5 (всего у книги 10 страниц)

Диссоциативной рекомбинации

Эффективность гибели N2+ в ионно-молекулярных реакциях (на рисунке обозначена И-М) настолько высока, что равновесные концентрации этих ионов в ионосфере оказываются очень низкими. Скажем, ниже 150 км концентрации N2+, как правило, меньше предела чувствительности масс-спектрометра. И это несмотря на то, что образуется ионов N2+ в процессе фотоионизации на таких высотах больше, чем каких-либо других ионов, поскольку молекулы азота являются там доминирующей компонентой нейтральной атмосферы. Это явление в аэрономической литературе иногда называют "ненаблюдаемой ионизацией". Иначе говоря, в данном случае ионизация как процесс идет очень активно, но из-за быстрых процессов гибели результирующая равновесная концентрация мала и сплошь и рядом ненаблюдаема.

Последним типом положительных ионов, о судьбе которых мы еще ничего не сказали, являются ионы NO+. Эти ионы образуются в результате ионно-молекулярных реакций. Прямая ионизация молекул NО, конечно, идет, но на рассматриваемых сейчас высотах очень мало может добавить (из-за малости [NO] по сравнению с основными нейтральными компонентами) к активному образованию N0+ в ионных реакциях. Сами же ионы NО+ начать новую ионно-молекулярную реакцию и превратиться в другой ион не могут: у них слишком низкий потенциал ионизации. А следовательно, их дальнейшая судьба ясна – они гибнут только в реакциях диссоциативной рекомбинации.

Все, о чем мы говорили здесь, можно очень компактно изобразить на схеме. Такая схема показана на рисунке. Квадратики обозначают равновесные концентрации ионов и электронов, а стрелки соответствуют фотохимическим реакциям. Символы возле стрелок показывают, какая частица участвует в данной реакции. Скажем, N2 возле стрелки, соединяющей О+ и NО+, означает, что идет реакция ионов О+ с молекулами N2, образующая N0+. Легко видеть, что это упоминавшаяся уже реакция (16).

Итак, глядя на схему, мы можем теперь подвести итог сказанному. Цикл преобразований положительных ионов начинается с ионизации (в нашем случае – с фотоионизации), в результате' которой образуются первичные ионы N2+, О+, O2±, N+. Ионно-молекулярные реакции перераспределяют ионы, превращая в конце концов N2+, О+ и N+ в О2+ и NО+. Эти два иона и участвуют в последней фазе цикла – рекомбинации ионов с электронами, приводящей к исчезновению заряженных частиц.

Схемы, подобные приведенной, очень распространены в аэрономий и очень удобны. Кроме общего описания процесса в целом, как это мы сделали выше, они позволяют получать и уравнения для равновесных концентраций любого иона. Для этого надо в левую часть уравнения записать все процессы, стрелки которых упираются в данный квадрат, а в правую – процессы, стрелки которых от него начинаются. Скажем, в случае NО+ (следите по схеме!)

Формула 20

Вот и уравнение баланса для ионов NО+. Просто, не правда ли?

Нейтральные частицы

Важный параметр с длинным названием

Параметр, о котором пойдет речь, действительно очень важен для ионосферной физики, и у него действительно длинное и трудно произносимое название – эффективный коэффициент рекомбинации. Постараемся показать его важность и расшифровать название.

Все начинается с уравнения баланса для электронов. Оно записывается так: скорость изменения [е] во времени на данном уровне в ионосфере d[e]/dt равна разнице между скоростью образования электронов в результате ионизации q и скоростью их гибели в процессе рекомбинации с положительными ионами [е][Х+]α

Формула 21

Поскольку при отсутствии отрицательных ионов (а именно такие условия мы сейчас рассматриваем) количество электронов в единичном объеме [е] равно суммарному количеству положительных ионов в том же объеме [Х+], предыдущее выражение записывается в виде

Формула 22

Коэффициент при [е]2 в рекомбинационном члене в этом уравнении и называется эффективным коэффициентом рекомбинации α'.

Хотя, на первый взгляд, этот коэффициент введен несколько формально, он оказался очень полезным и важным для ионосферных исследований.

Действительно, до начала прямых ракетных и спутниковых измерений ионосферных параметров основную информацию об ионосфере давал метод наземного радиозондирования. При этом получали сведения об электронной концентрации на некоторых фиксированных высотах (слои F2, F1 и Е). Для каждой из этих высот можно было построить кривые изменения электронной концентрации со временем (скажем, в течение суток) и оценить величины α'. Особенно наглядно это можно сделать, если предположить, что в некий момент, например в момент захода Солнца или полного солнечного затмения, источник ионизации выключается, т. е. величина q становится равна нулю. В этом случае, как легко видеть из формулы (22), d[c]/dt = – α'[е]2. Электронная концентрация должна непрерывно уменьшаться, причем скорость уменьшения как раз и определяется коэффициентом α'.

Принципиально можно определить величины α' и не выключая источник ионизации, а, наоборот, добавляя относительно короткий импульс ионизации (именно это происходит в области Е во время солнечных вспышек) и изучая реакцию электронной концентрации на изменившиеся величины g. Чем выше эффективный коэффициент рекомбинаций, тем точнее кривая изменения [е] со временем будет следовать за кривой изменения g. Чем меньше α', тем медленнее электронная концентрация будет спадать от возмущенного значения до нормального (см. рисунок).

Рекомбинация

Наконец, по тому же принципу можно определить α' и из хода электронной концентрации в течение суток. Только в этом случае следует нанести кривую изменения [е] в течение дня и сравнивать с ней кривую изменения g. Если величина α' достаточно мала, будет наблюдаться некоторая асимметрия между дополуденной и послеполуденной частями кривой поведения электронной концентрации.

Все описанные здесь методы просты лишь принципиально. На самом деле они таят в себе много подводных камней. Ни ночью, ни во время полной фазы солнечного затмения величины g не падают до нуля, так как остаются другие источники ионизации; при анализе асимметрии поведения [е] необходимо учитывать несимметричность суточного хода параметров нейтральной атмосферы, что не так просто, и т. д. Тем не менее уже на первом этапе ионосферных исследований они дали ряд важных выводов об эффективном коэффициенте рекомбинации, которые качественно справедливы и по сию пору. Один из них состоит в том, что величина α' быстро падает с высотой, и, скажем, в области F1 она в 10 – 100 раз меньше, чем в области Е. Второй – касается двух законов рекомбинации, о которых мы поговорим позже.

Что касается количественных оценок α', то здесь бытовавшие в течение почти двух десятилетий представления об относительно низких скоростях рекомбинации (α'≈10-8см3×с-1 в области Е и α'≈10-9÷10-10см3×с-1 в области F1) пришли в непримиримое противоречие с новыми данными и идеями, появившимися в конце пятидесятых – начале шестидесятых годов в результате вторжения в ионосферные исследования спутников и ракет. В настоящее время концепция высоких величин α! является общепринятой. Она базируется на надежных методах определения эффективного коэффициента рекомбинации и полностью подкрепляется современной фотохимической теорией.

Чтобы взглянуть на понятие эффективного коэффициента рекомбинации с точки зрения фотохимии, вернемся к уравнению (21). Что такое [Х+] в этом уравнении? Концентрация положительных ионов. Но если ионов несколько разных типов, как и есть на самом деле? Тогда, видимо, [Х+] есть сумма всех ионных концентраций. Ну a α в этом случае, рекомбинации какого иона он должен соответствовать? Очевидно, он. должен являть собой средневзвешенное рекомбинационных коэффициентов для всех ионов

Формула 23

Но мы уже знаем, какие положительные ионы реально существуют в ионосфере выше 100 км. Обсуждали мы и различные процессы рекомбинации. А коли так, легко понять, что в последнем выражении должны учитываться лишь молекулярные ионы (ведь у атомных очень низкий коэффициент рекомбинации!), да и то не все. Как видно на схеме преобразования положительных ионов (стр. 59), в рекомбинации с электронами принимают реальное участие лишь два основных молекулярных иона N0+ и O2+. Значит, и практическая расшифровка нашей формулы для α' выглядит так:

Формула 24

Вот мы и привели наш важный параметр к очень простым величинам: относительным концентрациям двух молекулярных ионов и константам диссоциативной рекомбинации для этих ионов. И те и другие нам достаточно хорошо известны. Отталкиваясь от них, и поговорим подробнее о поведении α' в ионосфере.

Рекомбинация

Начнем с абсолютных величин. В области Е, как мы знаем, NО+ и О2+ являются основными ионами. Днем их примерно поровну. Значит, дневная величина α' должна лежать примерно посередине между α*NO+ и α*O2+.Это около (3÷4) 10-7 см3×с-1. Двигаясь вверх, мы будем иметь все меньшую долю молекулярных ионов за счет появления все большего количества атомных. На высотах, скажем, области F1 суммарная доля ионов N0+ и О2+ не превосходит днем 25-30%. К тому же с ростом высоты растет электронная температура Те. А константы α*NO+ и α*O2+ обратно пропорциональны Те. Оба указанных фактора приводят к достаточно быстрому уменьшению α' с ростом высоты. В области F1 α' будет уже равен (3÷5) 10-8 см3×с-1.

При переходе от дня к ночи также два фактора влияют на изменение α'. С одной стороны, растет доля ионов NO+, с другой – падает электронная температура. В результате на высотах 100-200 км ночью эффективный коэффицкент рекомбинации в 2 – 3 раза выше, чем днем.

Хотя в этой главе мы специально ограничиваемся высотами 100 – 200 км, в данном случае, говоря об эффективном коэффициенте рекомбинации, нам придется захватить большие высоты, чтобы рассмотреть вопрос о так называемых двух законах рекомбинации.

Дело в том, что уже на заре ионосферных исследований обнаружили странный факт. В области Е гибель электронов происходит пропорционально [е]2 (тогда в равновесных условиях q∞[e]2), а в области F2 – пропорционально [е] (соответственно q∞[e]).

Говорят, что в первом случае имеет место квадратичный закон рекомбинации

Формула 25

где α' как раз и есть эффективный коэффициент рекомбинации, о котором мы говорили выше. В данном случае он не должен зависеть от [е].

Второй случай представляет собой линейный закон рекомбинации

Формула 26

Чтобы перейти к нему от предыдущей формулы, надо предположить, что α' сам зависит от

Закон рекомбинации

где β – линейный коэффициент рекомбинации, который уже от [е] не зависит.

Фотохимическая теория полностью объясняет наблюдаемое изменение закона рекомбинации в ионосфере с высотой. Впервые это объяснение дал английский ученый Ратклифф, исходя из концепции двух типов процессов: ионно-молекулярных реакций и диссоциативной рекомбинации. Он показал, что на малых высотах, где велика плотность нейтральных частиц и доля молекулярных ионов, гибель электронов определяется именно диссоциативной рекомбинацией, и величина α' просто равна константе диссоциативной рекомбинации α* (или средневзвешенному значению, если есть несколько ионов с разными αi*).

Когда количество нейтральных частиц становится мало и мала доля молекулярных ионов (как это имеет место в области F2), ионно-молекулярные реакции оказываются тем узким местом, которое тормозит рекомбинационный процесс и тем самым определяет величину коэффициента рекомбинации. В этом случае β будет равен γ[M] и в условиях фотохимического равновесия

Формула 27

Следует подчеркнуть, что мы говорим здесь об условиях фотохимического равновесия в области F2 и о выражении q = β[e] лишь, следуя Ратклиффу, в целях наглядности. На самом деле в уравнении баланса заряженных частиц в области F2 и выше всегда должен присутствовать член, описывающий динамику переноса этих частиц. Но это уже тема другого параграфа...

Когда зашло солнце

Одна из увлекательных проблем аэрономии – проблема поддержания ночной ионосферы. Действительно, ведь ионосфера – порождение солнечного ультрафиолетового и рентгеновского излучения. Благодаря ему она существует, на его вариации живо реагирует. Что же должно случиться ночью? Должна ли ионосфера погибнуть, исчезнуть, лишившись своего основного источника? Или ей удастся продержаться на дневных запасах до наступления утра и прихода новых порций живительного излучения? А может, ночью найдется "зам" – нечто, что временно возьмет на себя функции ионообразования и поддержит ионосферу в борьбе с губительной рекомбинацией? Все эти вопросы находят разные ответы на различных высотах. О ночных условиях в областях D (60 – 90 км) и F (180 – 300 км) мы будем говорить ниже. Здесь же мы расскажем о том, как в борьбе идей и мнений решается проблема ночной ионизации для высот 100 – 170 км, где расположены область Е и так называемая долина в ночном распределении [е] между областями Е и F1.

Итак, что же должно случиться с областью E ионосферы ночью, когда зашло Солнце и в атмосферу перестало поступать солнечное излучение.

Как мы уже говорили, когда нет сильных динамических процессов и состояние ионосферы определяется фотохимией, электронная концентрация на заданной высоте описывается простым уравнением

Формула 28

В дневных условиях скорость ионизации уравновешивает скорость гибели электронов в рекомбинационных процессах, поэтому полагают

Скорость ионизации

и решают остающееся простое алгебраическое уравнение, находя [е] по g и α'.

А как быть с ночными условиями? Что подставлять в уравнение (28) вместо g? Нуль? Давайте попробуем и посмотрим, что получится. А получится тогда простенькое дифференциальное уравнение

Формула 29

суть которого физически ясна: каждую секунду концентрация электронов уменьшается на величину скорости рекомбинации α' [е]2 (т. е. на число электронов, успевших погибнуть в течение этой секунды в рекомбинационных процессах).

Решение уравнения дает закон изменения электронной концентрации со временем, т. е. позволяет рассчитать, как будет изменяться концентрация электронов в течение ночи. Все зависит, очевидно, от величины эффективного коэффициента рекомбинации, ибо именно он определяет скорость уничтожения электронов после того, как перестала работать фотоионизация. Простые расчеты с помощью уравнения (29) показывают, что при низком значении α'≈10-8 см3×с-1 электронная концентрация должна упасть за ночь меньше чем в 100 раз. А вот при величине α'≈ 10-6 см3×с-1 уменьшение [е] идет очень быстро, примерно в 300 раз за первый час. К концу ночи при этом от области Е должны остаться лишь жалкие крохи – что-то около 20 электронов на кубический сантиметр.

Два случая с разными величинами коэффициента рекомбинации, которые мы рассмотрели, дают разную картину поведения ночной области Е. Какой же из них соответствует реальности, подтверждается наблюдениями? Оказывается, первый. Ионосфера в области Е хотя и "худеет" после захода Солнца (уменьшается [?]), но не исчезает полностью ([е] редко падает ниже 2 ×103 см-3), да и само уменьшение концентраций не происходит с такой скоростью, как во втором случае.

Именно этот факт послужил на заре ионосферных исследований основой для утверждения, что эффективный коэффициент рекомбинации в области Е составляет 10-8-10-9 см3×с-1. Иначе говоря, решили, что ионосфера в области Е после того, как отключилось питающее ее излучение Солнца, просто "дотягивает" до утра за счет медленной гибели заряженных частиц.

Однако уже в середине 60-х годов стало ясно, что такие низкие величины α' в области Е несовместимы с новыми аэрономическими идеями о высоких скоростях рекомбинации молекулярных ионов. Как мы знаем из предыдущего параграфа, ночью на рассматриваемых нами высотах эффективный коэффициент рекомбинации даже несколько выше, чем днем, и составляет (4÷6) 10-7 см3 ×с-1. Значит, должна наблюдаться картина, описанная во втором случае (при α'≈ 10-6 см3×с-1). В чем же дело? Низкие значения а! хорошо описывают поведение ионосферы ночью, но неприемлемы с точки зрения фотохимии. Правильные же, по современным фотохимическим канонам, величины α'≈ 10-7÷10-6 см3×с-1 дают драматический эффект почти полного исчезновения области Е ночью, чего реально не наблюдается. Выходит, что где-то в начале наших рассуждений вкралась ошибка. И эта ошибка состоит в том, что мы предположили полное равенство нулю величины g в уравнении (28) после захода Солнца.

Прежде чем переходить к более подробному обсуждению вопроса о величине g, полезно рассмотреть иллюстрацию проблемы ночного источника ионизации.

Ионосферу можно образно представить себе резервуаром заряженных частиц. В дневных условиях в резервуар непрерывно втекают частицы через кран "фотоионизация". Но резервуар не переполняется, поскольку непрерывно действует канал "рекомбинация", по которому частицы из резервуара вытекают. В равновесных дневных условиях количество частиц в резервуаре (т. е. концентрация ионов и электронов в ионосфере) определяется, таким образом, скоростью двух процессов: натекания частиц (фотоионизация) и вытекания (рекомбинация).

Ионосфера

Ночью же, очевидно, равновесие нарушится. Натекание прекращается, а вытекание остается. Следовательно, количество частиц в резервуаре будет непрерывно уменьшаться. Как быстро будет происходить это уменьшение? Это зависит только от эффективности вытекания, скажем, от диаметра отверстия, через которое вытекание происходит (т. е. от скорости рекомбинации, определяемой величиной α').

Хотя темп уменьшения [е] со временем замедляется (вспомните обычную ванну – скорость вытекания воды из нее сильно зависит от того, наполнена она доверху или на одну четверть), как мы видели, при современных значениях α' ионосфера практически должна к утру исчезнуть. Отверстие для вытекания столь велико, что удержать воду в резервуаре всю ночь невозможно. А она держится! В чем же дело?

Единственный выход – предположить, что ночью образование заряженных частиц в результате процессов ионизации не прекращается полностью. Но кран "фотоионизация" ночью закрыт, так как Солнце ушло за горизонт. Откуда же пополняется резервуар заряженными частицами? Вывод прост: значит, кроме коротковолнового солнечного излучения, существует дополнительный источник ионизации, который не выключается и ночью. Иначе говоря, есть еще один кран (на рисунке он показан пунктиром), через который непрерывно поступают ионы и электроны. Днем слабая струйка из этого крана незаметна на фоне мощного потока заряженных частиц, образуемых солнечным излучением. Но вот ночью...

Ночью ситуация меняется. Солнце зашло, начинается утекание частиц из резервуара по каналу "рекомбинация". Количество вещества в резервуаре уменьшается, уменьшается и вдруг... стоп. Уменьшение прекратилось, скорость истечения (напомним, что она прямо зависит от количества ионов и электронов) стала сравнима со скоростью натекания из дополнительного крана. Вновь наступило состояние равновесия и вновь выполняются равновесные условия, но уже с ночными значениями [e] и с величиной скорости ионизации g, обусловленной дополнительным источником ионизации.

Итак, все рассуждения неизбежно приводят нас к заключению: ночью в рассматриваемой области высот действует дополнительный источник ионизации (g≠O). Это и обеспечивает сохранение электронной концентрации, несмотря на высокую скорость рекомбинации. Теперь вся проблема лишь в том, что это за источник. Какова его природа?

Еще в 1960 году советские ученые Г. С. Иванов-Холодный и Л. А. Антонова выдвинули гипотезу корпускулярной ионизации ночной ионосферы. Они предположили, что ночью ионосфера существует за счет потоков корпускул, а точнее, за счет мягких электронов с энергиями от одного до нескольких десятков килоэлектронвольт.

Слой Е

Первоначально казалось, что такие потоки нужны для всей ионосферы, однако потом стало ясно, что область F поддерживается за счет динамических процессов (мы еще вернемся к этому), в области D действуют более жесткие корпускулы, а вот на высотах 100 – 170 км... Здесь, как мы видим, источник ионизации ночью просто необходим. Так почему бы корпускулярным потокам не быть этим источником?

У корпускулярной гипотезы много привлекательных сторон. Достаточно иметь общий поток мягких электронов ночью около одной сотой эрга (0,01 эрг/(см2×с)), чтобы решилась наша проблема втекания – вытекания и соответствующие равновесные концентрации электронов оказались бы близки к наблюдаемым. Кроме того, с помощью потоков корпускул можно логично объяснить две важные особенности поведения электронной концентрации в области Е: изменчивость [е] во времени и изрезанность профиля [е] с высотой. Первый факт объясним переменчивым характером появления мягких электронов, второй – изменчивостью спектра потока, т. е. соотношения между числом частиц различных энергий. Однако корпускулярная гипотеза встретила и ряд трудностей. И главная из них заключается в том, что неясно, существуют ли реально необходимые потоки мягких электронов на средних широтах? Мы привыкли связывать различные эффекты в высокоширотной ионосфере (полярные сияния, авроральное поглощение, явления поглощения в полярной шапке и т. д.) с вторжением корпускул различных энергий, но вот в средних широтах...

Казалось бы, всю проблему может решить эксперимент. Но измерять "кэвные" электроны очень и очень трудно. И хотя было, проведено несколько успешных регистраций таких потоков (в том числе Г. С. Ивановым-Холодным и его сотрудниками), нет недостатка и в отрицательных результатах, когда этих потоков не обнаруживали вовсе или они были ничтожно малы для наших целей.

Что же можно противопоставить корпускулярной гипотезе? Какие еще источники поддержания ионизации в ночной области Е можно предложить? Солнце зашло, света звезд недостаточно (хотя в его составе и есть ультрафиолетовое и рентгеновское излучение), метеоры не годятся. Может быть, динамические процессы – источник ночной области F2? Нет, в нашем теперешнем случае они тоже не подходят. Ниже 180 – 200 км время жизни заряженных частиц становится слишком мало из-за быстрых процессов рекомбинации. Скажем, на высоте 120 км при тех величинах α' = 105 см-3 и α'=10-6 см3×с-1, которые мы уже использовали для оценок, время существования электрона от момента рождения в процессе ионизации до момента гибели в рекомбинационном акте (τ≈1/α'[e]) будет составлять около десяти секунд. За такое короткое время электрон не сможет улететь достаточно далеко от места рождения (скажем, из дневного полушария, где продолжается ионизация солнечным излучением, в ночное). Иными словами, при столь малых т динамические процессы как источник дополнительной ионизации бессильны. Тогда что же все-таки может производить ионизацию в ночной области Е? Ответ был найден несколько неожиданный – ночью ионизация в области высот 100 – 170 км поддерживается за счет... солнечного ультрафиолетового излучения. Но, конечно, не прямого (Солнце-то ведь давно зашло!), а рассеянного. Что это за рассеяние, поговорим подробнее.

Земная атмосфера простирается на большие расстояния – несколько радиусов Земли. С удалением от поверхности Земли состав атмосферного газа меняется и начинают доминировать все более легкие газы. В самой внешней части атмосферы, которая нас сейчас интересует, доминирующими составляющими являются гелий и вытесняющий его с удалением от Земли водород. Эту внешнюю часть земной атмосферы часто называют геокороной.

Естественно, на большом расстоянии от твердой Земли понятия "заход" и "восход" Солнца теряют смысл. Практически геокорона (за исключением небольшого пятна земной тени) освещена Солнцем всегда. Значит, она может рассеивать солнечные лучи и посылать часть их назад, на ночную сторону Земли.

Но это лишь часть идеи, ее геометрия. Есть еще и физика. Она состоит в том, что не всякое рассеяние годится. Плотность газа в геокороне настолько мала, что обычное рассеяние ничего не даст – интенсивность рассеянного излучения будет ничтожно мала. Спасти может только так называемое резонансное рассеяние. При резонансном рассеянии квант излучения в спектральной линии, испущенной возбужденным атомом (скажем, водорода) на Солнце, поглощается аналогичным атомом в геокороне. При этом атом геокороны возбуждается на тот же уровень, на который был возбужден излучавший атом на Солнце. По прошествии некоторого времени возбужденный атом геокороны испускает квант излучения той же спектральной линии. Но если первоначальное излучение распространялось в одном направлении (от Солнца) и – попасть на ночную сторону Земли не могло, то испущенный атомом геокороны квант того же излучения может равновероятно двинуться в любом направлении, в том числе и на ночную сторону Земли. Эффективность процесса резонансного рассеяния в сотни и тысячи раз выше, чем эффективность обычного рассеяния, именно поэтому оно может дать заметный поток ультрафиолетового излучения на ночную ионосферу.

Геокорона

Однако не всякое излучение может попасть в ночную ионосферу за счет механизма резонансного рассения, а только то, которое найдет соответствующих партнеров в геокороне. Проще говоря, пройти через описанную процедуру могут лишь линии Н и Не (коль скоро в геокороне доминируют водород и гелий). В ультрафиолетовой части солнечного спектра (которая только и интересует нас сейчас с точки зрения ночной ионизации) это линии водорода 1216 Å (Лайман-α, или Lα) и 983 Å (Лайман-β, или Lβ); гелия 304 и 584 Å.

Именно излучение в этих линиях, рассеянное на атомах водорода и гелия в геокороне, и должно, согласно рассматриваемой гипотезе, обеспечивать поддержание ночной ионизации в области Е и в "долине" между областями Е и F.

Вклад указанных линий в ионизацию интересующей нас области должен быть существенно различен. Линии гелия (304 и 584 Å) сильно поглощаются атмосферным газом и потому не могут проникнуть непосредственно в область Е. Они тратят свою энергию на создание ионизации на высотах 140 – 170 км. В то же время водородные линии (Lα 1216 Å и Lβ 983 Å) проходят этот интервал высот почти без потерь, зато могут создавать ионизацию в самой области Е. При этом их роль в процессе ионизации также будет различной. Излучение Lα – в силу того, что энергия его кванта меньше потенциала ионизации основных атмосферных компонент азота и кислорода,– способно ионизовать лишь молекулы N0, у которых низкий потенциал ионизации, но зато может проникать в самую нижнюю часть области Е и даже в область D. Следует отметить, что вклад рассеянного излучения La в поддержание ночной ионизации зависит, таким образом, от концентрации малой составляющей атмосферы – окиси азота, которая сильно меняется в зависимости от условий.

Излучение Lβ также бессильно ионизовать молекулы N2 или атомы О (потенциал ионизации этих частиц выше, чем энергия кванта Lβ), но может ионизовать одну из основных составляющих атмосферы в области Е – молекулу кислорода. Излучение в линии Lβ эффективнее всего в максимуме области Е на высоте около 120 км и практически не влияет из-за поглощения атмосферным газом на самую нижнюю часть области Е (95 – 110 км).

Излучение

Коль скоро мы понимаем, как действует рассеянное излучение в линиях водорода и гелия на разные области высот, мы можем взять интенсивности этих линий и рассчитать равновесные электронные концентрации в ночной ионосфере. После этого, сравнив теорию с экспериментом, станет ясно, решает ли рассеянное излучение проблему поддержания ночной ионосферы.

Правда, чтобы "взять" интенсивности рассеянного излучения, их нужно иметь. В этой части проблемы есть свои трудности, которые, однако, мы не будем здесь обсуждать. Отметим лишь, что первые измерения интенсивности необходимых нам эмиссий были проведены, и (хотя результаты измерений нуждаются в уточнении и подтверждении) будем считать, что эта часть проблемы решена и соответствующие скорости ионизации известны достаточно надежно.

Раз так, то более нет препятствий для того, чтобы рассчитать при фотохимическом равновесии (как мы это делали для дневного времени) распределение электронной концентрации и сравнить его с наблюдаемым. Такое сравнение провели. Оказалось, что по абсолютным значениям концентрации электронов все более или менее сходится. На высоте 120 км, например, равновесная величина [е] получается равной 3×103 см-3, что лежит внутри разброса экспериментальных данных от 103 до 104 см-3. С этим пока все в порядке. Трудность в другом. Теоретический профиль [е] неизбежно получается гладким, без резких пиков и провалов. Этого и следовало ожидать. Ведь изменяется плавно и плотность атмосферного газа, и интенсивность линий за счет поглощения, температура, влияющая на коэффициент рекомбинации, тоже не дает скачков. Откуда же взяться пикам и провалам на профиле [е]? Этого фотохимическая теория дать не может. Значит ли это, что механизм ночной ионизации рассеянным излучением не годится вообще? Оказалось, что нет.

Выяснилось, что для объяснения слоистой структуры ночного профиля [е] на высотах 100 – 170 км необходимо наряду с дополнительныхм источником ионизации в виде, скажем, рассеянного излучения привлекать еще и динамику. Мы говорили выше, что динамические процессы не способны спасти ночную область Е от "вымирания" из-за малого времени жизни электронов на этих высотах.

Иначе говоря, никакой динамический процесс не может за время т транспортировать электроны из другой части ионосферы (скажем, из дневного полушария или с больших высот, где они могут генерироваться иным механизмом). Однако ночью величины τ оказываются достаточны для того, чтобы в результате динамических процессов происходило перераспределение концентрации заряженных частиц внутри рассматриваемой области. Дополнительный источник ионизации спасает ионосферный резервуар от опустошения из-за рекомбинации и поддерживает общее количество заряженных частиц на некотором уровне, а динамические процессы, не изменяя этого количества, перераспределяют вещество внутри резервуара и вызывают своего рода волны – максимумы и минимумы на вертикальном профиле [е].

Пора уже сказать более определенно, что это за динамические процессы. Мы имеем в виду систему горизонтальных ветров в верхней атмосфере. Из наблюдений известно, что эта система очень сложна или сильно стратифицирована. Другими словами, на двух близких высотах (скажем, 110 и 130 км) может дуть ветер противоположных направлений, а где-то посередине (скажем, на 120 км) может быть зона безветрия.

Дрейф

Речь идет пока о нейтральном ветре, т. е. о горизонтальном движении всей массы нейтрального газа. Нейтральные частицы увлекают за собой заряженные частицы (ионы и электроны). А при движении заряженной частицы в магнитном поле возникает сила, заставляющая эти частицы смещаться вертикально вверх или вниз, смотря по тому, в какую сторону происходит движение относительно силовых линий магнитного поля. Поскольку картина горизонтальных ветров в области Е и выше нее сильно стратифицирована, будет иметь сложную форму и кривая изменения скорости вертикального дрейфа с высотой. Пример такой кривой представлен на рисунке на стр. 72: в разных высотных интервалах скорость вертикального дрейфа имеет разное направление – то вверх, то вниз. Между этими интервалами неизбежно существуют точки, где скорость равна нулю (дрейф отсутствует). Причем для распределения заряженных частиц эти точки не одинаковы. Так, частицы, расположенные выше нулевой точки на 110 км, будут стремиться сдвинуться вниз, а ниже нее – вверх, как бы сбегаться к ней. Назовем такие точки точками сходимости. К ним на нашем рисунке относится также точка на h = 95 км. Точка на высоте 120 км, наоборот, обладает свойством расходимости, ибо заряженные частицы по тем же соображениям будут от нее убегать. Естественно, что, если мы теперь возьмем гладкий профиль электронной концентрации (который дает чистая фотохимия) и "включим" указанный механизм, на нашем профиле образуются максимумы (в точках сходимости) и минимумы (в точках расходимости). Чем сильнее стратификация горизонтального ветра, тем более изрезанным окажется профиль электронной концентрации. Чем больше скорость ветра, тем активнее будут сгоняться заряженные частицы к точкам сходимости и тем больше будет перепад концентраций между соседними максимумами и минимумами. Вот вам и объяснение пикам и провалам на профиле [е].