Главный источник - Солнце

Основной вопрос ионосферной физики - что является первопричиной образования пояса заряженных частиц в верхней атмосфере Земли - уже давно получил ответ. Первопричина появления ионосферы - ионизующее излучение Солнца.

Что значит "ионизующее"? Очевидно, способное вызвать процесс ионизации. Чуть выше мы говорили, что для того чтобы произошел процесс ионизации (3), квант излучения должен иметь энергию не меньше потенциала ионизации частицы X. В роли X в верхней атмосфере могут выступать основные нейтральные компоненты - N₂, O₂, О. Наименьший потенциал ионизации из них имеет молекулярный кислород - около 12 эВ. Эта энергия соответствует длине волны 1020 Å. Значит, ионизующим излучением в данном случае будет любое ультрафиолетовое и рентгеновское излучение с λ<1020Å. Это верхняя граница.

С нижней границей положение сложнее. Дело в том, что наиболее коротковолновая часть солнечного излучения (λ<30 Å) проходит большую часть ионосферы, почти не поглощаясь, а значит, и не участвуя в создании ионизации. Только на высотах области D, ниже 100 км, это излучение вступает в игру и отдает свою энергию на образование заряженных частиц. Таким образом, выше 100 км ионизацию производит ультрафиолетовое (100 - 1020 Å) и так называемое мягкое рентгеновское (30 - 100 Å) излучение Солнца.

Энергия солнечного излучения, заключенная в интервале длин волн 100 - 1020 Å, как раз и определяет выше 100 км скорость ионизации - тот важный параметр, который мы будем многократно упоминать в этой книге, обозначая его через q. Поскольку в данном случае речь идет о процессе ионизации излучением, этот процесс часто называют фотоионизацией, а соответствующую скорость- скоростью фотоионизации, чтобы отличить от других ионизационных процессов, вызванных, например, корпускулами.

Поясним, что такое скорость ионизации. Проходя через атмосферный газ, ионизующее излучение взаимодействует с его частицами и производит сам процесс ионизации - отрыв электрона от нейтральной частицы. Эффективность этого процесса, т. е. количество актов ионизации (или, что то же, количество образованных при этом пар ион - электрон) в единице объема (см^-3) в единичный интервал времени (с^-1), и называется скоростью ионизации q.

От чего же зависит величина q? Из сказанного ясно, что она должна быть тем больше, чем больше количество (поток) квантов ионизующего излучения / и чем выше концентрация нейтральных частиц [М] в единичном объеме. Оказывается (это не так очевидно, но очень важно), величина q зависит также от некоторого параметра σ_i, называемого эффективным сечением ионизации. Он характеризует, насколько охотно взаимодействует, производя ионизацию, излучение той или иной длины волны с данным видом частиц (скажем, О₂ или N₂). Итак, скорость ионизации

q =[M]Iσ_i (Формула 5)

Это выражение является основой основ всех вычислений скоростей ионизации в земной ионосфере. Реальные формулы для расчетов, конечно, гораздо сложнее, поскольку приходится учитывать изменение интенсивности излучения по спектру, поглощение этого излучения в атмосфере, зависимость σ_i от длины волны и т. д. Но основной принцип заложен в нашей формуле (5), и, отталкиваясь от нее, мы рассмотрим ряд вопросов.

Первый вопрос: все ли мы имеем, чтобы рассчитать величины q в ионосфере в соответствии с (5)? Из изложенного выше нам известно, что модель атмосферы у нас есть. А значит, есть и [М]. Сечения ионизации исследованы в лаборатории. Здесь тоже не видно проблем. Остается еще величина I - поток ионизующего излучения. Эту величину выражают обычно либо в квантах через квадратный сантиметр в секунду, характеризуя количество квантов, способных произвести ионизацию, либо в эргах тоже через Квадратный сантиметр в секунду, характеризуя общую энергию, которую несет указанное количество квантов. Эрги используются чаще, однако для обсуждения проблем ионизации и рекомбинации удобнее кванты. Так вот, величина I и есть самое сложное место расчетов q.

В книге автора "Химия, атмосфера и космос" в разделе "Как светит Солнце?" подробно описана история того, как в конце пятидесятых - начале шестидесятых годов менялись взгляды на величину I. Не повторяя здесь этой увлекательной истории, отметим лишь, что взгляды на энергию солнечного ионизующего излучения менялись очень сильно. Потоку ионизующего излучения I разные авторы в разное время приписывали значения от 0,1 до 100 ^эрг/_(см²×с). Это очень широкая "вилка". Как ни как разница в тысячу раз! Не многие из аэрономических параметров могут похвастаться таким диапазоном неопределенности.

К концу 60-х годов, однако, дело более или менее прояснилось. Измерения спектра ультрафиолетового излучения Солнца были проведены на ракетах американским ученым Хинтереггером и дали значения I около 3 ^эрг/_(см²×с). К таким же значениям привела после всех уточнений и теория ионизационно-рекомбинационного никла в ионосфере (мы расскажем об этом далее). Именно этим временем относительного благополучия в вопросе об I и кончается история вопроса об интенсивности коротковолнового излучения Солнца в книге автора "Химия, атмосфера и космос". На стр. 25 мы читаем:

"Можно ли считать, что все в порядке? В первом приближении, несомненно, да. Все три оценки количества актов ионизации (или рекомбинации) в земной ионосфере - по энергии коротковолнового излучения Солнца, по скорости процессов рекомбинации и по эффективности ионно-молекулярных реакций - дают близкие между собой (или, как принято говорить, одного порядка) результаты".

Куда уж лучше! После "вилки" в 3 порядка величины - "близкие результаты". Но такое благополучие длилось недолго. Уже в 1969 году Хинтереггер пересмотрел свои экспериментальные данные и уменьшил величину I примерно до 2 ^эрг/_(см²×с) при средней солнечной активности.

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 σ_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.

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.