Атомы - молекулы

Состав гомосферы хорошо известен. Это - состав приземного воздуха. Отличие может быть лишь в небольших примесях - малых составляющих, таких, как О3, NO, N, Н20. С основными же составляющими все ясно: 78% молекулярного азота, 21% молекулярного кислорода и около 1 % аргона. Остальное как раз и есть малые составляющие, которые в сумме дают меньше 0,1% общего количества частиц.

Эта картина остается на удивление неизменной, пока мы движемся по атмосфере вверх примерно до 100 км. Здесь в число основных составляющих начинает активно вторгаться атомный кислород. Откуда он взялся в гомосфере? Конечно, из молекул O2. Ведь чем выше мы поднимаемся, тем сильнее действует на окружающие молекулы кислорода солнечное ультрафиолетовое излучение, способное диссоциировать молекулу O2, разрушить ее на два атома. Из-за этого-то процесса диссоциации и появляются начиная с высот 80 - 90 км в заметном количестве атомы О. (О том, почему этого же не происходит с молекулами N2, мы поговорим в главе 6.) На высоте турбопаузы концентрация атомов кислорода может составлять 10-20% концентрации O2.

А дальше вступает в игру молекулярная диффузия, которая правит выше уровня турбопаузы. И теперь все карты в руках более легких атомов О. Поэтому их относительная концентрация, а значит, и роль в различных процессах начинают быстро расти с высотой.

Со своими "родителями", молекулами О2, атомы О расправляются быстро. Уже на 120 - 130 м величины [О] и [O2] сравниваются, и выше атомов кислорода много больше, чем молекул. С молекулами азота дело несколько труднее, поскольку они не так подвержены разрушению в результате диссоциации, как O2. Но неумолимые законы диффузионного разделения приводят к тому, что на высотах 160 - 180 км сравнивается концентрация О и N2. Выше у атомного кислорода нет конкурентов среди молекул - он основная (доминирующая) компонента атмосферы. Его концентрация определяет общую плотность атмосферы, ионизация атомов О является основным процессом ионизации, высота однородной атмосферы Н для атмосферного газа равна величине Н для атомного кислорода и т. д.

Все это происходит на высотах от 160 - 180 до 600 - 700 км. Ну а выше? Кто может конкурировать с атомами О, если с молекулами O2 и N2 покончено еще внизу? Только другие атомы. Мы уже приводили в качестве примера некоторые данные о скорости возрастания концентрации гелия (напомним, что гелий в четыре раза легче кислорода - его атомный вес равен 4). На уровне турбопаузы количество гелия ничтожно мало - примерно один атом Не на 104 окружающих молекул. Но по законам молекулярной диффузии его относительная концентрация непрерывно и быстро растет. И вот выше 600 км он вступает в борьбу с атомным кислородом. И конечно, побеждает. Но и его царству приходит конец. Его вытесняет еще более легкий газ - водород, который в четыре раза легче гелия. Водорода в области турбопаузы еще меньше, чем гелия (около 10-9 общего числа частиц), но диффузионное разделение к нему еще более благожелательно. Поэтому в конце концов он становится основной атмосферной компонентой (концентрации Н и Не сравниваются на высотах 1500 - 2000 км).

С водородом уже конкурировать некому - это самый легкий газ. Поэтому он и остается основной компонентой атмосферы до самого ее "конца", т. е. до той весьма размытой границы, где экзосфера переходит в межпланетный газ, тоже, кстати, состоящий в основном из водорода.

Итак, все, что мы рассказали в этом параграфе, можно сформулировать очень кратко. До высоты 105 - 110 км атмосфера перемешана и ее состав постоянен. Выше начинает расти доля более легких газов. До 160 - 180 км доминируют молекулы (в основном N2), которых сменяют атомы кислорода (180 - 600 км). На высотах от 600 до 1500 км основной компонентой атмосферы является гелий, а выше - водород.

Казалось бы, все просто и ясно, и на проблеме состава атмосферы можно поставить точку. И это действительно было бы так, если бы не сильная изменчивость состава.

Эти бесчисленные вариации...

Как следует из предыдущего параграфа, общая картина изменения плотности и состава атмосферы с высотой нам теперь ясна. Но общей картины еще не достаточно. Для практических целей необходимы конкретные цифры. Мало знать, что атомный кислород является основной компонентой атмосферы, скажем, на высоте 300 км. Нужно знать, сколько атомов О в кубическом сантиметре газа там имеется. И сколько молекул N2. Иначе говоря, каково отношение [0]/[N2].

Выясняется, что ответить на эти вопросы в общем нельзя. Необходимо указать точно, в каких условиях: в какой сезон, в какое время суток, на какой широте, при какой активности Солнца и магнитной активности. Вот, оказывается, сколько различных факторов влияет на изменение нейтрального состава верхней атмосферы!

Но мало понимать, что они влияют. Надо еще знать - как. Сегодня главная проблема строения верхней атмосферы - как и в зависимости от каких внешних факторов изменяются ее основные параметры (плотность, температура и состав) на каждой высоте.

Проблема эта очень сложна, и, поскольку она находится в стадии решения, нет недостатка в противоречивых данных, не до конца обоснованных предложениях и недоказанных заключениях. Рассмотрим поэтому здесь картину вариаций атмосферных параметров лишь в самом общем виде.

Какие же факторы могут (или должны) влиять на состояние нейтрального газа верхней атмосферы на данной высоте?

Прежде всего, очевидно, время суток. Ведь освещенность атмосферы Солнцем зависит главным образом от этого параметра. А Солнце - основной поставщик энергии, поступающей в атмосферу. По этой же причине следует ожидать и изменения состояния верхней атмосферы с изменением солнечной активности. И все с тем же Солнцем связана зависимость параметров верхней атмосферы от сезона - ведь освещенность зимнего полушария много меньше, чем летнего. Эта зависимость дает так называемые годовые вариации, скажем, максимум зимой, минимум летом или наоборот.

Далеко не так очевидна причина появления "полугодовых" вариаций, дающих максимумы в периоды равноденствий, а минимумы в периоды солнцестояний (или наоборот). Тем не менее из экспериментов известно, что такие вариации существуют.

Наконец, верхняя атмосфера должна реагировать на различные возмущения, прежде всего геомагнитные, поэтому говорят о вариациях атмосферных параметров с магнитной активностью.

Давайте посмотрим, что же известно сегодня о влиянии всех этих факторов на плотность, температуру и состав верхней атмосферы, опуская детали и спорные вопросы.

Плотность атмосферы на высотах, больших 120 - 150 км, различна днем и ночью. Днем она больше - максимум g в суточном ходе наступает около 14 - 16 часов местного времени. Если бы мы могли посмотреть на Землю из космоса и при этом увидеть верхнюю атмосферу, мы обнаружили бы, что последняя несимметрична: чуть восточнее подсолнечного меридиана (меридиана, где сейчас полдень) вся атмосфера слегка выпучена - наблюдается вздутие. В аэрономии так и говорят: "дневное вздутие атмосферы". Насколько атмосфера вздута (т. е. каково отношение плотности g в максимуме и минимуме суточной кривой) и на какое точно местное время приходится максимальное вздутие - это вопросы сложные и выходящие за рамки нашего изложения. Заметим только, что, по современным представлениям, параметры вздутия сами зависят от нескольких факторов - широты, сезона, солнечной активности.

Глядя на Землю извне, мы обнаружим, что верхняя атмосфера несимметрична и вдоль меридиана. Характер широтного распределения g зависит от сезона и времени суток. Например, в период равноденствия днем плотность от экватора к средним широтам будет спадать, а ночью, наоборот, расти. При этом ночью в широтном ходе g могут наблюдаться один или два минимума - в районе экватора и на широте около 70°.

Зависимость плотности от солнечной активности в целом известна, пожалуй, лучше всего. Упрощенно ее можно сформулировать так: чем выше активность, тем выше плотность, и чем больше высота, тем амплитуда этого изменения больше. (Так, на высоте 150 км среднее значение g меняется от максимума к минимуму солнечного цикла на 10 - 20%, а на высоте 400 км g изменяется уже в несколько раз.) Но, конечно, наличие других вариаций, и прежде всего суточных и сезонных, существенно усложняет нарисованную простую картину.

Больше всего дебатов вызвала изменчивость плотности верхней атмосферы в течение года. Какие вариации преобладают в годовом ходе g - годовые или полугодовые? Когда плотность на заданной высоте больше - зимой или летом?

На первый вопрос однозначно ответить, видимо, нельзя. Оба типа вариаций накладывают свой отпечаток на кривую изменения g в течение года, причем относительный вклад годовой и полугодовой составляющих меняется с высотой, уровнем активности и т. д. В среднем на этой кривой наблюдаются два максимума в периоды около равноденствий и два минимума, соответствующие дням солнцестояния. Однако значения этих минимумов различны. Зимой - самые низкие за год. Это и есть годовой минимум д. Летние значения соответственно выше, причем разница, видимо, растет с высотой. Это ответ на наш второй вопрос о соотношении g зимой и летом.

Наконец, плотность верхней атмосферы не остается безразличной к возмущениям геомагнитного поля. После сильных магнитных бурь на высотах 300 - 400 км несколько раз наблюдали увеличение g в 1,5-2 раза. Однако это явление отмечается не всегда и не на всех широтах. Точный ответ на вопрос о том, как отзывается плотность верхней атмосферы на различные возмущения, еще предстоит найти.

Сложным образом изменяется в зависимости от условий и температура верхней атмосферы. Обычно вариации температуры рассматривают в области изотермии (выше 150 - 160 км), где она считается постоянной и обозначается T∞. Часто ее называют температурой экзосферы.

Наиболее четко зависит температура экзосферы от солнечной и магнитной активности. Существуют эмпирические формулы, по которым можно найти T∞ для данного момента времени, зная значение потока радиоизлучения Солнца Р10 для этого момента и среднюю величину Р10 за солнечный цикл.

Аналогично установлена достаточно надежная эмпирическая связь между приростом T∞ во время магнитных бурь и величиной планетарного геомагнитного индекса КР.

Суточные вариации T∞ подобны суточным вариациям плотности - максимум днем и минимум ночью. Однако время наступления максимумов на суточных кривых и T∞ не совпадает. Максимум температуры наблюдается на 0,5-1 час позже, чем максимум (вздутие) плотности. Это различие (его иногда называют фазовой аномалией суточного хода) до сих пор не имеет физического объяснения. Найти это объяснение - одна из насущных задач теоретического моделирования верхней атмосферы.

Многие детали вариаций температуры верхней атмосферы еще находятся в стадии изучения. Поскольку измерять температуру гораздо сложнее, чем плотность или нейтральный состав, количество надежных данных о поведении T∞ значительно меньше, чем, скажем, о поведении g. А потому меньше и ясность в вопросах о различных вариациях. Так, очень сложной и запутанной выглядит картина распределения T∞ по земному шару - многоплановая комбинация широтных, сезонных и суточных изменений экзосферной температуры. Надежно можно лишь утверждать, что верхняя; атмосфера в летнем полушарии всегда теплее, чем в зимнем, и что этот контраст составляет 300 - 400 К.

Трудности исследования поведения температуры в верхней атмосфере в последние годы усугубились. Долгое время использовали для определения T высотные профили той или иной нейтральной компоненты (скажем, Аr, N2, О). По профилю находили o высоту однородной атмосферы Н (т. е. скорость уменьшения данной концентрации с высотой), а по H с помощью формулы (2) легко вычисляли Г. При этом автоматически предполагалось, что температуры, найденные по профилям разных компонент, должны совпадать - в этом ведь суть барометрического закона распределения.

Однако оказалось, что это не так. В ряде случаев (особенно сильно эффект проявляется в возмущенных условиях) температуры, соответствующие вертикальному распределению разных газов (например, T∞(N2) и T∞ (О)), бывают различными. Из этого теперь, увы, установленного факта следуют по меньшей мере два огорчительных следствия. Во-первых, ясно, что нельзя определять истинную Tоо таким способом, а следовательно, надо отказаться от многих выводов и о глобальном распределении температуры, полученных, скажем, по поведению высотных профилей [N2]. Во-вторых, различие T∞ (N2) и T∞ (О) означает, что не выполняется барометрический закон и на распределение концентраций атмосферных газов действуют какие-то другие силы, связанные, видимо, с горизонтальной динамикой атмосферы.

Наибольший интерес для аэрономии представляет, несомненно, изучение вариаций нейтрального состава верхней атмосферы, т. е. абсолютных и относительных концентраций основных составляющих атмосферного газа, и в первую очередь О и N2. Как мы не раз увидим далее, именно с этими вариациями связан целый ряд важных ионосферных проблем - изменение эффективного коэффициента рекомбинации, объяснение поведения области F2 и т. д. Как и в случае с вариациями g и T∞, здесь много спорных вопросов и нерешенных проблем.

Прежде всего, говоря о вариациях состава, надо понять, как он изменяется в течение суток. Будет ли отношение [0]/[N2] на данной высоте неизменно днем и ночью и если нет, то когда оно выше? Напрашивается ответ: днем должно быть больше атомов О, так как они образуются в результате воздействия на атмосферу солнечного излучения. Но при аккуратных расчетах получается, что это не так. Время жизни атомов кислорода (см. главу 4) на высотах 100 - 200 км составляет много дней и даже недель. В этом случае концентрация О просто не успевает заметно измениться ото дня к ночи, хотя в ночное время и "выключается" солнечный источник фотодиссоциации.

Зато другой фактор должен приводить к разнице между дневным и ночным составом. Этот фактор - температура. Днем она выше, чем ночью. А чем выше Т, тем больше тяжелых молекул N2 по сравнению с легкими атомами О (см. простую формулу в начале главы). Значит, по теории диффузионного разделения днем отношение [O]/[N2] должно быть меньше, чем ночью. На этом принципе построены все теоретические модели атмосферы.

Диффузионное разделение

Однако когда попробовали сравнить измеренные на ракетах величины [O]/[N2] в разное время суток, пришли к прямо противоположному выводу: дневные значения [O]/[N2] выше ночных. В чем же дело?

Этот вопрос не решен и по сей день. Измерение атомов кислорода в верхней атмосфере с помощью масс-спектрометров связано с большими трудностями. Атомы О могут рекомбинировать на стенках прибора и регистрироваться уже как молекулы O2. В таком случае мы будем измерять меньше О и больше O2, чем есть на самом деле. Чтобы уменьшить этот эффект, в последние годы стали прибегать ко всяческим ухищрениям - делать стенки прибора из специальных материалов (например, титана), на которых атомы О рекомбинируют "неохотно", устраивать искусственное охлаждение анализатора, чтобы максимально уменьшить "подвижность" атомов, и т. д. Однако сомнения по части аккуратности ракетных измерений атомного кислорода, особенно в отношении первых экспериментов, проводившихся в 60-х годах, все еще остаются. А потому остается открытым вопрос о суточных вариациях отношения [О]/[N2].

Очень важную роль играет отношение концентраций атомов и молекул (все то же [0]/[N2]) в области F2, где расположен основной ионосферный максимум. Законы фотохимии приводят к тому (мы расскажем об этом в главе 4), что в области ионосферного максимума (250 - 300 км) равновесная концентрация электронов прямо пропорциональна этому отношению. Значит, оно непосредственно определяет состояние ионосферы.

Именно поэтому все вариации концентрации электронов в максимуме слоя F2, наблюдаемые в виде изменения критических частот этого слоя f0F2 при наземном радиозондировании ионосферы, пытались объяснять в первую очередь вариациями нейтрального состава. О проблемах, связанных с объяснением поведения области F2 изменениями нейтрального состава, мы поговорим подробно в главе 4.

Что же известно сегодня о других вариациях нейтрального состава? На высотах 300 - 400 км абсолютная концентрация атомов кислорода в течение суток меняется слабо; небольшой плоский максимум наблюдается около 14 - 15 часов. Концентрация N2 имеет более выраженные суточные вариации с максимумом около 14 часов. Наложение этих двух суточных кривых и определяет вариации общей плотности g с послеполуденным вздутием.

Хуже обстоит дело с изменением нейтрального состава в течение года. Проблема выглядит несколько по-разному для спутниковых высот (h>250 км) и высот, меньших 200 км, где измерения проводятся в основном на ракетах.

Попробовали сопоставить результаты ракетных измерений, проведенных в различное время года, и получить ход [О]/[N2] на заданной высоте. И получили... Увы, разные группы авторов получили разные результаты. Одна группа пришла к выводу, что в течение года наблюдаются один минимум (весна - лето) и один максимум (зима), т. е. существует годовая вариация отношения [О]/[N2]. Исследователи другой группы пришли к выводу, что в течение года наблюдаются два максимума (около времени весеннего и осеннего равноденствия) и два минимума (летом и зимой), т. е. существуют полугодовые вариации этого отношения.

Если для малых высот преобладающая роль годовой или полугодовой компоненты в вариациях состава до конца не ясна, то относительно спутниковых высот сомнений нет - там доминирует именно полугодовая компонента. Более четко полугодовые вариации выражены на этих высотах у концентрации О, амплитуда изменения которой может составлять 3 - 4. Абсолютные концентрации молекулярного азота таких заметных полугодовых вариаций не обнаруживают. Поскольку выше примерно 200 км [O]>[N2], полугодовые вариации атомного кислорода на спутниковых высотах проявляются и в полугодовых вариациях плотности, о которых мы уже упоминали. Здесь концы с концами сходятся.

Однако неприятности, и очень существенные, имеются и на этих высотах. В то время как ниже 200 км величины [О] и [N2] зимой выше, чем летом, на спутниках обнаружена прямо противоположная картина. Что это означает? Прежде всего, что имеется некая высота, где происходит изменение знака сезонной вариации абсолютных концентраций О и N2. Какова точно эта высота и каков механизм такого изменения, еще предстоит установить.

Преобладание зимних концентраций О над летними на высотах 300 - 400 км порождает и другую трудность. Ведь, как мы говорили выше, зимние величины плотности атмосферы всюду на высотах, больших 100 км, ниже летних. Ниже 200 км это вполне согласуется с сезонными вариациями [О] и [N2]. А вот выше... Выше получается вопиющее противоречие. Ведь основная компонента на высотах 300 - 400 км - это атомный кислород. Он-то и обеспечивает "общую" плотность атмосферы. Как же эта плотность может меняться в противофазе с [О]!

Здесь налицо явное противоречие двух групп экспериментальных данных: о q - по торможению спутников и о концентрации N2 и О - по масс-спектрометрическим измерениям. И пока это противоречие не устранено, нельзя, конечно, говорить о законченной картине вариаций параметров верхней атмосферы в течение года.

Очень важной современной проблемой строения верхней атмосферы является проблема граничных условий, или проблема турбопаузы. Мы уже говорили, что до высоты 105 - 120 км (турбопауза) атмосфера перемешана, а выше вступает в силу закон диффузионного разделения. Во многих моделях атмосферы считалось, что условия в турбопаузе неизменны (параметры атмосферы на h≈120 км брались обычно в качестве граничных условий) и не зависят от внешних факторов - сезона, солнечной и магнитной активности и т. п. В таких моделях все изменения состава верхней атмосферы происходили лишь за счет изменения температуры экзосферы и соответствующего перераспределения концентраций атомов и молекул по барометрической формуле.

Однако наблюдения последних лет показали, что характеристики турбопаузы не остаются неизменными - и абсолютные и относительные концентрации газов меняются в зависимости от условий. Не все эти вариации изучены до конца. Но уже ясно, что особенно остро реагирует состав газа на уровне турбопаузы на геомагнитные возмущения. Мы еще вернемся к этому вопросу в главе 4, говоря о поведении области F2 во время магнитных бурь.

Откуда ветер дует?

Исторически развитие аэрономии шло таким образом, что строение и фотохимию атмосферы рассматривали сначала в полном отрыве от атмосферной динамики. Даже область F2, более всего, как выяснилось позже, подверженную влиянию динамических процессов, первоначально считали результатом действия только процессов ионизации и рекомбинации. Лишь в конце пяти- десятых - начале шестидесятых годов стало ясно, какую большую роль играет в формировании слоя F2 амбиполярная диффузия. Еще через десятилетие подошли к пониманию роли другого динамического фактора - потоков плазмы из протоносферы в ионосферу и обратно. И наконец, в самое последнее время стали привлекать для объяснения особенностей поведения области F2 систему нейтральных ветров.

Различные динамические процессы - ветры, дрейфы, волны - привлекаются в последние годы для объяснения многих явлений в верхней атмосфере. Дальше мы увидим, как тесно связано состояние ночной ионосферы на высотах 100 - 200 км с профилем горизонтального ветра. Горизонтальные ветры могут быть причиной полугодовых вариаций нейтрального состава атмосферы и изменения количества окиси азота в нижней ионосфере, гравитационные волны влияют, видимо, на распределение профиля свечения атмосферных эмиссий и т. д.

Сколь-нибудь подробное описание (или даже классификация) динамических процессов в верхней атмосфере выходит за рамки данной книги. Равно как описание методов их исследования и связанных с этим проблем. Ограничимся здесь лишь краткой формулировкой основных положений, которые могут помочь при чтении дальнейших глав.

Когда говорят о ветрах в верхней атмосфере, то имеют в виду, как правило, движение нейтрального газа, глобальное по масштабу и медленно меняющееся во времени. На рассматриваемых здесь высотах нейтральный ветер в основном связан с тепловыми эффектами, т. е. с тем, какие географические области сильнее нагреты.

В области Е зональный ветер (ветер вдоль параллели) направлен с востока на запад зимой и с запада на восток летом. Это связано, видимо, с тем, что зимой полярная область на высотах 80 - 100 км теплее приэкваториальной, а летом - наоборот.

Меридиональная компонента ветра на этих высотах менее регулярна. В среднем зимой ветер дует к экватору на всех широтах, а летом - только на низких. В высоких широтах летом ветер чаще дует к полюсам.

Выше 200 км ветер в среднем направлен к полюсу вблизи полудня и к экватору - ночью. Скорость ветра составляет около 200 - 300 м/с на ночной стороне и 50 - 100 м/с - на дневной. Образно можно себе представить, что атмосферный газ растекается от послеполуденного вздутия к самой холодной (раннее утро) части атмосферы, как через полюс, так и зонально, вдоль параллели (на низких широтах). Ниже, в параграфе про область F, мы увидим, как эта картина нейтральных ветров используется для объяснения изменчивости высоты и формы слоя F2 в течение суток.

Вертикальные движения нейтрального газа (вертикальные ветры) измерять очень трудно, поэтому информации о них пока мало. Ясно, однако, что, во-первых, вертикальные ветры должны быть много слабее горизонтальных и, во-вторых, скорость вертикальных ветров должна расти с высотой. Современные оценки дают скорости около 1 см/с в области D и 2 - 3 м/с на высоте 300 км. Такие скорости слишком малы, чтобы вертикальные ветры могли влиять на рассматриваемые в этой книге ионизационно-рекомбинационный баланс и равновесные концентрации различных частиц. Однако в других важных проблемах верхней атмосферы (например, в проблеме теплового баланса) вертикальные ветры могут играть существенную роль даже и при небольших скоростях, приведенных выше.

Необходимо отметить здесь одну особенность системы горизонтальных нейтральных ветров на высотах 100 - 200 км. Это появление большой изрезанности профиля ветра, особенно в ночное время. В соседних слоях атмосферы, отстоящих друг от друга на 5 - 7 км, ветер может дуть в разные стороны. Ниже мы поговорим подробно о том, как это влияет на распределение ночной ионизации на этих высотах.

Для характеристики упорядоченного движения заряженных частиц в верхней атмосфере используют термин "дрейф". Дрейф ионизации может вызываться различными причинами. Прежде всего, это нейтральный ветер. На интересующих нас высотах плазма (заряженные частицы) вкраплена в достаточно плотную среду нейтральных частиц и при движении последних, естественно, движется вместе с ними. Однако присутствие в верхней атмосфере магнитных и электрических полей вызывает собственные движения заряженных частиц, поэтому дрейф последних далеко не всегда совпадает с нейтральным ветром.

Так, при движении ионосферной плазмы за счет нейтрального ветра под углом к силовым линиям магнитного поля появляется дополнительная компонента дрейфа вверх (или вниз, смотря куда, направлен нейтральный ветер). Этот вертикальный дрейф играет большую роль в формировании узких слоев в ионосфере (так называемый механизм ветрового сдвига) и в изменениях, происходящих в течение суток в области F2.

Очень активно изучаются в последнее время различные волновые процессы в верхней атмосфере. Чаще упоминаются при этом "внутренние" (низкочастотные аналоги звуковых) волны, распространяющиеся, в отличие от "внешних", не горизонтально, а вертикально. При периоде колебаний таких волн порядка нескольких минут природу волновых движений усложняет гравитация - появляются так называемые гравитационные волны.

Именно эти внутренние гравитационные волны и пытаются в настоящее время привлечь для объяснения многих явлений в верхней атмосфере, от эмиссий ночного неба до нейтрального состава во время магнитной бури. Но количество конкретных достижений в этом направлении пока невелико, поэтому мы почти не будем возвращаться к гравитационным волнам. Однако, вне сомнения, в недалеком будущем в книгах такого рода динамическим процессам и в том числе волнам придется уделять целые главы. Такова тенденция современного развития физики верхней атмосферы, или, иначе говоря, именно оттуда "дует ветер".

Кое-что о структуре

На самом деле никаких четких границ ионосферы (сферы, где имеются ионы, т. е. заряженные частицы) не существует. Некоторое количество заряженных частиц (положительных и отрицательных ионов) имеется даже в приземном слое воздуха. Правда, по происхождению они отличаются от заряженных частиц в собственно ионосфере, они - продукт радиоактивности, как естественной, так в последнее время, увы, и искусственной.

Но начиная со стратосферных высот атмосфера содержит заряженные частицы вполне нормального происхождения, они - порождение космических лучей. Их концентрация на высотах 20 - 30 км, согласно ракетным измерениям, может достигать и даже превосходить тысячу ионов на кубический сантиметр, что ничуть не меньше, чем количество заряженных частиц в области D ионосферы. И все же область высот ниже 50 км практически никогда не относят к ионосфере. Почему?

Потому что исторически под ионосферой понимали область атмосферы, влияющую на распространение радиоволн. Именно благодаря этому влиянию ионосфера и была открыта, именно наземные методы распространения радиоволн и служили источником информации об ионосфере в первые десятилетия ее изучения.

Для распространения радиоволн важна не просто концентрация заряженных частиц в единице объема. Важно, какие это частицы. Ни положительные, ни отрицательные ионы на распространение радиоволн практически не влияют (мы не говорим сейчас о специальных случаях вроде некогерентного рассеяния или свистящих атмосфериков). Все влияние на распространение определяется электронами, которые в силу своей малой массы относительно легко взаимодействуют с полем волны. Таким образом, с точки зрения радиофизики ионосфера кончается там, где "исчезает (или становится пренебрежимо мала) концентрация свободных электронов.

В верхней атмосфере, ниже примерно 80 км, количество свободных электронов быстро падает с уменьшением высоты из-за очень активных процессов прилипания этих электронов к нейтральным частицам. В результате на высоте около 50 км концентрация электронов становится уже настолько мала (скажем, не более 10 электронов на кубический сантиметр), что она практически неощутима методами распространения радиоволн. С точки зрения радиофизики, это и есть нижняя граница ионосферы. Ну а с точки зрения аэрономии? С точки зрения аэрономии - это неправильно. Заряженные частицы на высоте 30 или 40 км ничуть "не хуже" таких же частиц на высотах 60 - 70 км. Почему же последние относятся к ионосферной физике, а первые - нет? И все же бытует исторически более ранняя концепция распространения радиоволн. Ионосфера начинается на высотах 50 - 60 км, где появляются заметные концентрации электронов. Нам остается лишь принимать эту концепцию, а на высотах 20 - 40 км... На этих высотах рассматривать ионы просто как малые составляющие, входящие в компетенцию физикохимии мезосферы и стратосферы.

Итак, начиная с этой принятой нами нижней границы, давайте, двигаясь вверх, посмотрим, как устроена земная ионосфера, из каких частиц, и в каком количестве, она состоит, как ведет себя в пространстве и во времени. Но прежде сделаем еще одно отступление по поводу терминологии "слоев" и "областей".

Когда на первых ионограммах обнаружили, что отражение радиоволн происходит от фиксированных высот, решили, что на этих высотах располагаются слои заряженных частиц, которые и действуют как своего рода электронные зеркала на радиоволны. Слои эти обозначим снизу вверх заглавными буквами латинского алфавита: D, Е и F. Позднее выяснилось, что слой F довольно часто дает два отражения от разных высот, поэтому ввели стратификацию: слой F1 и слой F2.

Первые же ракетные измерения показали, что никаких сколь-нибудь выраженных слоев в ионосфере не существует. Имеется единый монотонный профиль изменения концентрации электронов с высотой, на котором (на высотах 250 - 300 км) виден один основной максимум, который и отождествляется со слоем F2. Остальные отражения, наблюдаемые на ионограммах, происходят не от реальных слоев, а от областей в ионосфере (или точек на высотном профиле [е]), где выполняются определенные условия на величину и градиент электронной концентрации.

Поскольку, однако, к этому времени стало понятно, что разным слоям (или просто разным высотам) соответствует разная физика, отказавшись от буквального понятия "слой", заменили его понятием "область". Стали говорить об области D (60 - 90 км), области Е (90 - 130 км), области F1 (170 - 200 км) и области F2 (200 - 400 км). Несколько раз заходил разговор о существовании области (слоя) С на высотах 50 - 60 км, где некоторые методы измерения [е] дают пик электронной концентрации. Однако широкого распространения концепция слоя С не получила.

Хотя выражение "область" и вытеснило в основном термин "слой", последний иногда используется в литературе (особенно чтобы избежать повторения часто встречающегося слова "область"), но, конечно, лишь как синоним слова "область", а не в своем буквальном значении.

Где сколько электронов

Как много разных ионов...

Следующим важным параметром после электронной концентрации является ионный состав. Ведь если все электроны одинаковы, то ионов наблюдается много и разных. И они сильно различаются по массе, химическим свойствам, даже размерам. Вопрос о том, из каких именно ионов состоит ионосфера на данном уровне, имеет, как мы увидим, очень большое значение для аэрономии.

В области Е ионосфера состоит целиком из ионов NO+ и O2+ (см. рисунок). Днем эти ионы представлены на высотах 100-130 км примерно в равных количествах ([NO+]/[0+]≈1). Ночью доля ионов NO+ возрастает и отношение [NO+]/[0+] может достигать 5-8.

Картина изменения ионного состава в области Е была бы очень простой и понятной, если бы время от времени там не появлялись так называемые метеорные ионы. Здесь нам придется сделать небольшое отступление и рассказать об этом интересном явлении в верхней атмосфере.

Изменения ионного состава в области Е

В ряде масс-спектрометрических экспериментов (впервые это сделал советский ученый В. Г. Истомин в 1961 году) были обнаружены наряду с обычными азотно-кислородными ионами также неожиданные для атмосферы ионы: Na+, Fe+, К+, Ca+, Mg+, A1+, Si+ и т. д. Большинство из них- ионы металлов, поэтому их так и стали называть ионами металлов или металлическими ионами. Но среди них есть и кремний - неметалл, поэтому такое название не совсем точно. Предполагая, что эти ионы появляются в результате испарения в верхней атмосфере микрометеоров, их стали называть метеорными ионами- название также не совсем точное, поскольку метеорная природа этих ионов окончательно не доказана и обсуждаются и другие источники их происхождения. За неимением лучшего мы будем пользоваться этим последним названием, помня, однако, о его некой условности.

Метеорные ионы

Метеорные ионы появляются обычно на профилях распределения ионных концентраций в виде узких слоев с полушириной в несколько километров или даже сотни метров и с очень большим градиентом концентрации от максимума к краям слоя. Как правило, концентрация этих ионов примерно на порядок меньше, чем концентрация основных ионов N0+ и 0+ (такой случай изображен на рисунке внизу). При этом метеорные ионы практически не влияют на профиль электронной концентрации. Однако наблюдаются ситуации, когда концентрация этих ионов в максимуме сравнима с концентрацией ионов 0+ и N0+ в окрестностях слоя или даже превышает ее (см. рисунок на стр. 34). В этом случае метеорные ионы влияют на основные ионосферные характеристики двояко. Во-первых, появляется пик на профиле электронной концентрации, соответствующий пику метеорных ионов. Во-вторых, внутри узкого слоя этих ионов резко уменьшаются (часто ниже границы чувствительности масс-спектрометра) концентрации обычных ионов 0+ и N0+.

Наблюдения концентрации этих ионов

Хотя слои метеорных ионов регистрировались примерно в двух десятках масс-спектро-метрических экспериментов, закономерность их появления все еще плохо понятна. Известно лишь, что чаще всего эти слои появляются в двух высотных интервалах: 92 - 93 и 105 - 110 км. Однако регистрировались такие слои и на других высотах, практически во всей области от 80 до 140 км. Другая особенность этих слоев - одновременное появление нескольких различных ионов (скажем, Mg+, Fe+, Na+) внутри одного слоя. При этом относительная концентрация метеорных ионов может быть различна - в одних случаях в слое доминирует Fe+, в других - Mg+, а иногда слой может состоять, скажем, практически из ионов Na+ с небольшой добавкой К+, Са+ или других ионов. В целом, чаще в таких слоях встречаются, ионы магния и железа.

Относительная концентрация метеорных ионов

Что касается физикохимии метеорных ионов, то она все еще известна очень плохо. Единственное, что представляется несомненным - это роль механизма ветрового сдвига (см. главу 4, о ночной ионизации выше 100 км) в формировании узких слоев указанных ионов и связь их с появлением спорадического слоя Es.

Но вернемся к описанию "нормального" ионного состава. Двигаясь вверх от области Е, мы обнаружим, что относительное количество (т. е. доля [NO+]/[e] и [0+]/[е] ионов N0+ и 0+ начинает уменьшаться. Их вытесняют ионы атомного кислорода, которые уверенно регистрируются с высот 130 - 140 км. Относительная концентрация ионов 0+ быстро возрастает с высотой и уже на высотах 170 - 190 км днем количество ионов 0+, с одной стороны, и NO+ и О2+ - с другой, оказывается равным. Выше безраздельно доминируют ионы 0+ и ионосфера становится практически чисто атомной. Однако ионы N0+ и О+ прослеживаются масс-спектрометром до больших высот - в максимуме области F2 их концентрация составляет около 1% общей концентрации ионов. И это, как мы увидим, очень важно. Ведь молекулярные ионы очень активные участники процесса рекомбинации. Даже в таких малых относительных количествах они все еще играют первую скрипку в рекомбинаций в слое F2.

Почти одновременно с ионами О+ на масс-спектрах начинают появляться ионы атомного и молекулярного азота (N+ и N2+). Ионы N+ ведут себя как младший партнер ионов атомного кислорода - высотный профиль N+ довольно точно повторяет профиль ионов О+, однако концентрация составляет около 10% от [О+]. Ионы N+ образуют в ионосфере типичный слой с максимумом на высотах 180 - 220 км, причем эти ионы всегда остаются малой ионной компонентой - их относительная концентрация обычно не превосходит 10 - 15 %.

Коонцентрация ионов О+

Выше максимума области F2 к безраздельно господствующим там ионам О+ начинают примешиваться ионы гелия, а потом и водорода. Ионы гелия не в силах составить достойной конкуренции ионам 0+ и так и остаются малой ионной компонентой, достигая максимальной относительной концентрации 10-20% на высотах 500 - 600 км. А вот относительная концентрация ионов водорода неуклонно растет с высотой и наступает момент (точнее, высота), где концентрации Н+ и 0+ сравниваются. Выше доминируют ионы Н+. Это и есть протоносфера.

Ночью изменение ионного состава с высотой происходит в принципе так же, с той лишь разницей, что смена режима от молекулярных ионов к 0+ происходит на больших высотах. Ионы N+ и N2+, как правило, ночью не регистрируются.

Концентрация ионов

Все, что мы рассказали здесь об изменении ионного состава с высотой, отображено на двух рисунках на стр. 35 (для дня и ночи соответственно). На этих рисунках показано относительное содержание всех рассмотренных ионов, причем ширина области, занятой данным ионом на данной высоте, равна его относительной концентрации в процентах. Например, на высоте 200 км днем [0+]/[е] = 45 %; [N+]/M = 5% ; [N2+ ]/[е] =10%; [NO+]/[e]=20 % и[О2+]/[е] = 20%.

Какова температура электронов

Мы уже говорили о температуре верхней атмосферы. Говорили об ее изменении и о связанном с ним делении атмосферы на области. Но при этом всюду шла речь о температуре нейтральных частиц Тн.

Возникает вопрос: будут ли заряженные частицы в ионосфере иметь ту же температуру, что и нейтральные атомы и молекулы окружающего газа? Вопрос этот, далеко не простой, вызвал в свое время много дискуссий, а некоторые частные проблемы не решены до конца и по сей день.

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!

Методом некогерентного рассеяния

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.

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:

Процесс ионизации. Формула (3)

Здесь X - нейтральная частица, на которую воздействует излучение (квант излучения обозначается hν); 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 λ (или частота ν), для которой справедливо равенство hν=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):

Врезультате реакции (3) получается формула (4)

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.

Свое рассмотрение мы начнем с самой простой области ионосферы, расположенной на высотах 100 - 200 км. Эта область считается простой по нескольким причинам. Во-первых, выше 100 км заведомо нет отрицательных ионов, а они, как мы увидим в главе 5, крайне усложняют ионизационно-рекомбинационный цикл. Во-вторых, один из важнейших динамических процессов - амбиполярная диффузия - начинает серьезно вмешиваться в дела ионов и электронов лишь выше 200 км, а в интересующей нас сейчас области она нам никаких неприятностей причинить не может. Третье преимущество указанной области - доступность ее для небольших геофизических и метеорологических ракет. А такие ракеты поставляют весьма ценные экспериментальные данные. В итоге нам есть с чем сравнивать выводы теории. Мы можем эту теорию контролировать и уточнять по надежным данным наблюдений.

В результате всех этих причин область высот 100 - 200 км (будучи сама по себе значительной и важной частью ионосферы стала чем-то вроде полигона для проверки и отработки фотохимической теории образования ионизации в атмосфере. Построенная для высот 100 - 200 км фотохимия применяется затем и к большим высотам (скажем, область максимума слоя F2), где приходится "мирить" ее с динамическими процессами, и к области D, где на нее накладывается специфика отрицательных ионов и ионов-связок.

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 σi, 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]Iσi (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 σi 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 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.

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.

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].

Роль этого механизма в создании изрезанностей на распределении электронной концентрации прекрасно и наглядно подтверждается при сопоставлении одновременных измерений электронной концентрации и скорости горизонтального ветра. Одно из таких сопоставлений (взятое из оригинальной работы) приведено на рисунке: точки сходимости и расходимости на профиле вертикального дрейфа, вызванного горизонтальным ветром, действительно соответствуют максимумам и минимумам на профиле электронной концентрации.

Группа японских ученых, много сделавших для развития гипотезы рассеянного излучения, провела серию одновременных измерений [е] и структуры ветра на высотах 100 - 170 км. Авторы получили, во-первых, что профиль электронной концентрации в течение ночи сильно изменяется. Происходит смещение максимумов и минимумов, понижение "долины" и т. д. И во-вторых, все это изменение полностью следует за изменением в течение ночи структуры горизонтальных ветров.

Итак, гипотеза рассеянного излучения, привлекая ветер, дала очень красивое решение задачи о ночном источнике ионизации на высотах 100 - 170 км. Значит ли это, что проблема решена полностью и можно к ней не возвращаться? Увы, нет. Все, что мы говорили о согласии теории и эксперимента, относилось к невозмущенным условиям, когда ночные электронные концентрации достаточно низки (скажем, на высоте 120 км порядка (2 ÷3) 103 см-3). Но общее количество электронов в ночной области высот 100 - 170 км сильно меняется. И обеспечить нужную скорость ионизации в случае достаточно высоких [е] (на высоте 120 км это будет соответствовать примерно 104 см-3) рассеянное излучение не может. Не может оно объяснить и того факта, что случаи более высокой ионизации демонстрируют явную связь с моментами повышенной геомагнитной активности.

Значит, мы снова возвращаемся к корпускулярной гипотезе. Но теперь с несколько других позиций. Корпускулы нужны нам, чтобы объяснить повышение ионизации над "фоном" (даваемым рассеянным излучением) при возмущениях магнитного поля Земли. Но нужны-то они нужны, а вот действительно ли они существуют? Ведь что касается измерений самих электронов с E=1÷10 кэВ, то измерять их трудно, и результаты разных авторов расходятся. Одни "видят" их своими приборами и получают достаточные величины потоков для обеспечения g. Другие "не видят" совсем или получают столь малые потоки, что о вкладе в ионизацию E - области и говорить не приходится. Третьи... Третьи не измеряют ни того, ни другого, но задают простой вопрос: откуда на средних широтах могут взяться электроны столь малых энергий? И это очень неприятный вопрос для сторонников корпускулярной гипотезы. Ведь, если бы эти электроны пришли извне, земное магнитное поле должно было бы их отбросить к полюсам, в высокоширотную ионосферу. А если они образовались внутри ионосферы, то где и с помощью какого механизма?

Вот в этом-то и состоит суть современной проблемы ночной ионизации. Мы получаем все больше убедительных аэрономических доказательств роли корпускул в ночной области Е на средних широтах, но еще не имеем ни непреложного экспериментального доказательства существования необходимых корпускулярных потоков, ни теоретического объяснения их природы.

А в остальном, как говорится, все вполне ясно.

Борьба динамики и фотохимии

Мы поговорили подробно об ионосфере на высотах 100 - 200 км. Теперь поднимемся выше, в область F2, где расположен главный максимум распределения электронной концентрации. Существование этого максимума известно давно; именно он лучше всего наблюдается с наземных ионосферных станций. Но вот как и почему он образуется? Для ответа на этот вопрос уже недостаточно всего, что мы знаем о фотохимии (т. е. о скорости ионизации и рекомбинации) заряженных частиц. Необходимо рассматривать их перераспределение в результате динамических процессов. Попробуем понять, почему это необходимо.

На высотах слоя F2 уравнение фотохимического равновесия для электронной концентрации записывается в виде (26):

Равновесие для электронной концентрации

где β - линейный эффективный коэффициент рекомбинации.

Он определяется скоростью трансформации атомных ионов О+ и N+, которые образуются в результате ионизации атомов О и молекул N2 - основных нейтральных частиц на этих высотах,- в молекулярные, рекомбинирующие с электронами по реакциям диссоциативной рекомбинации. Трансформация эта происходит при участии нейтральных молекул N2 и О2 в основном по реакциям:

Формула 30

Значит, коэффициент р прямо пропорционален концентрациям молекулярных составляющих атмосферы. А скорость ионизации g? Величина g определяется количеством нейтральных атомов, поскольку они являются основной ионизуемой компонентой на рассматриваемых высотах. Что же получается? Концентрация электронов, согласно формуле (26), прямо пропорциональна концентрации атомов и обратно пропорциональна концентрации молекул, т. е. грубо говоря, [е]∞[A]/[М]. Поскольку основными нейтральными атомами в области F2 являются атомы кислорода, а основными молекулами - молекулы азота, пишут более конкретно: [e]∞[О]/[N2]. Отметим себе, это простое соотношение - сегодня его рассматривают как ключ к решению многих проблем F - области. А сейчас вернемся к основному вопросу, почему фотохимия одна не в силах объяснить существование области F2.

Поскольку молекулы - более тяжелые частицы, чем атомы, их концентрация выше примерно 120 км (уровня диффузионного разделения) уменьшается с высотой быстрее, чем концентрация атомов. Более тяжелые молекулы как бы тонут в атмосфере более легких атомов. Последнее означает, что отношение [0]/[N2] будет все время расти с высотой, а следовательно, должна возрастать и концентрация электронов. Пока мы поднимаемся от 200 к 300 км нас это устраивает. Наша теория объясняет рост [е] ниже максимума слоя F2. Двигаемся выше. И тут - стоп! Выше что-то не то. Мы проходим максимум слоя. А откуда, собственно, слой? По фотохимической теории, должен продолжаться рост концентрации электронов, а в реальной атмосфере начинается уменьшение [е] с высотой. В чем же дело? Видимо, мы пришли к верхней границе применимости фотохимической теории. И действительно, выше максимума слоя F2 уравнение (26) уже неприменимо, так как не учитывается процесс, который на этих высотах начинает играть существенную роль. Этот процесс - амбиполярная диффузия заряженных частиц. Теперь мы должны ввести в уравнение (26) новый член, определяющий изменение концентрации электронов за счет вертикального переноса путем диффузии:

Формула 31

Возникает вопрос, почему мы не рассматривали процесс диффузии раньше, когда говорили об ионосфере ниже 200 км. Ответ на него связан с уже встречавшимся на страницах этой книги понятием "время жизни".

На высоте, скажем, 150 км фотохимическое время жизни электрона довольно мало (днем -10 с), а время жизни относительно диффузии велико (десятки минут). За те секунды, что электрон "живет", диффузия просто не успевает переместить его на какое-нибудь существенное расстояние. В уравнении (31) это будет означать, что член со мал по сравнению с двумя остальными и им можно пренебречь. Так и получается уравнение фотохимического равновесия (26).

Но скорость процессов диффузии очень сильно зависит от плотности нейтральных частиц в атмосфере. Чем выше эта плотность, тем меньше скорость диффузии. Двигаясь от 150 км вверх, мы обнаруживаем, что скорость диффузии быстро растет (так как падает плотность газа) и соответственно диффузионное время жизни электронов падает. Время жизни относительно фотохимии растет с высотой, поэтому наступает момент (т. е. высота), когда эти времена сравниваются. Выше полностью царит амбиполярная диффузия.

К чему же она стремится? К установлению диффузионного распределения заряженных частиц. Согласно такому распределению, концентрация ионов и электронов должна монотонно уменьшаться с высотой, примерно вдвое медленнее, чем концентрация нейтральных частиц в условиях диффузионного равновесия.

Вот вам и конфликт! Фотохимия стремится установить распределение, при котором концентрация, скажем, электронов непрерывно растет с увеличением высоты. У диффузии прямо противоположная цель - привести заряженные частицы к распределению, при котором их концентрация будет с высотой уменьшаться. Происходит борьба двух процессов - фотохимии и диффузии - за право контролировать поведение ионов и электронов. Кто побеждает в этой борьбе, зависит от соотношения сил (скорости процессов), а последнее меняется с высотой. С ростом высоты скорость фотохимических процессов уменьшается, а эффективность процессов диффузии растет. При движении вверх найдется такая высота, где скорость процессов фотохимических и диффузии окажется сравнимой. Выше заряженные частицы будут подчиняться законам диффузии, а ниже - законам фотохимии. В идеальном случае на этой высоте и будет находиться максимум слоя, образованного "соревнованием" между двумя процессами. Именно так и объясняется в настоящее время существование максимума слоя F2 - основного ионосферного максимума - в распределении электронной концентрации.

Фотохимия

Такова в общих чертах картина образования области F2. Объясняет ли она данные наблюдений за поведением этой области? Следует подчеркнуть, что данных этих много - гораздо больше, чем, скажем, об области Е или тем более D. Ведь слой F2 - главный ионосферный слой - хорошо наблюдается на ионограммах. А значит, об области F2 мы имеем многочисленные регулярные данные со всей мировой сети станций ионосферного зондирования. Кроме того, на высотах области F2 регулярно летают искусственные спутники. Они тоже дают много информации о том, как меняются параметры этой области в пространстве и во времени.

Посмотрим, каковы основные особенности поведения области F2 и как они объясняются современной теорией. Начнем с ночного слоя F2. Из экспериментов известно, что ночью концентрация электронов в этом слое падает приблизительно на порядок, а высота максимума повышается примерно на 100 км.

Изменение высоты слоя происходит по двум причинам. Ночью, когда источник ионизации практически отсутствует, максимум слоя должен располагаться там, где сравнивается влияние фотохимии (в данном случае - рекомбинации) и диффузии. Днем же за счет того, что максимум скорости ионообразования расположен внизу (ниже 200 км), смещается вниз и максимум [е]. Этот эффект объясняет примерно половину наблюдаемого изменения высот ото дня к ночи. Вторая половина вызвана вертикальным дрейфом заряженных частиц под действием нейтрального ветра. Двигаясь горизонтально, под углом к силовым линиям магнитного поля, заряженные частицы приобретают составляющую движения, направленную вертикально. Вверх или вниз - зависит от того, откуда дует ветер. В период равнодействия, когда суточные вариации проявляются наиболее четко, ветер дует к полюсам днем и к экватору ночью. Соответственно вертикальная составляющая дрейфа оказывается направленной ночью вверх, а днем - вниз.

Объясняемое таким образом увеличение высоты максимума слоя F2 имеет прямое отношение к проблеме поддержания (вернее, сохранения) ночного слоя F2. Поскольку, как мы знаем, коэффициент рекомбинации β пропорционален концентрации молекул, а последняя уменьшается с высотой, подъем слоя примерно на 100 км означает перенос его в область медленной рекомбинации. Настолько медленной, что слой не успевает полностью исчезнуть в течение ночи и может сохраняться как остаток дневной ионизации. Это - качественное объяснение существования слоя F2 ночью. Количественные расчеты показывают, что для согласования с многочисленными наблюдениями необходима небольшая дополнительная "подкачка" ионизации ночью.

Ясен уже и механизм этой подкачки. Ее осуществляют потоки плазмы (ионов и электронов) из более высоких областей.

Оказалось, что ионосфера находится в своеобразных отношениях взаимообмена с расположенной выше плазмосферой. Днем, когда на ионосферных высотах интенсивно идет фотоионизация, ионосфера может себе позволить поделиться частью образующейся плазмы и та устремляется вверх, образуя поток ионов и электронов. Ночью, когда фотоионизации нет, рекомбинация (которая активна в ионосфере, но практически отсутствует в плазмосфере) начинает быстро уничтожать заряженные частицы в области F2. И здесь плазмосфера возвращает свой долг, посылая потоки плазмы вниз в ионосферу, чтобы поддержать истощенный рекомбинацией профиль электронной концентрации. Таким образом, потоки частиц из плазмосферы (их величина составляет 107-108см-2×с-1) вместе с системой нейтральных ветров объясняют обе особенности ночной области F2 - сохранение достаточно высоких концентраций электронов и подъем максимума слоя.

Вторая особенность области F2 - так называемая зимняя аномалия (не путать с зимней аномалией поглощения радиоволн в области D). Она состоит в том, что дневная электронная концентрация в максимуме слоя F2 зимой выше, чем летом. На первый взгляд, это явно противоречит здравому смыслу. Ведь летом больше время облучения атмосферы солнечным излучением, вызывающим ионизацию, значит, должна бы быть больше (а уж никак не меньше!) и концентрация заряженных частиц. Такое поведение [е] в области F2 выглядело настолько странным, что его назвали летне-зимней аномалией. Так сказать, явное отклонение от кажущегося здравого смысла. Известно при этом, что высота максимума слоя F2 зимой меньше (на 20 - 30 км), чем летом.

С самого начала исследований зимней аномалии в области F2 ее пытаются связать с изменением отношения атомных и молекулярных компонент [О]/[N2]. Наиболее простое объяснение состоит в том, что зимой (когда освещенность Солнцем меньше) температуры атмосферы ниже и, следовательно, по законам диффузионного разделения, выше отношение [О]/[N2]. А электронная концентрация, как мы уже говорили, пропорциональна этому отношению.

Выяснилось, что есть еще один фактор, который изменяет равновесную концентрацию электронов при изменении температуры в нужную нам сторону. Этот фактор - константа γ ионно-молекулярной реакции O+ + N2, которая в значительной мере определяет величину коэффициента β. При уменьшении Tн от лета к зиме будет уменьшаться величина γ, а значит, и β, что приведет к росту равновесной концентрации электронов зимой по сравнению с летом при тех же величинах g.

Небольшое увеличение высоты максимума hM летом по сравнению с зимой тоже легко объясняется в рамках описанной картины. Ведь летом выше р (как за счет роста количества молекул, так и за счет прямого влияния Tн на константу , а следовательно, нижняя часть слоя активнее уничтожается рекомбинацией и максимум перемещается вверх.

Известно, что сезонная аномалия по-разному проявляется на разных широтах и в годы различной активности Солнца. В высоких широтах и в годы максимума активности наблюдается наибольший рост [е] от лета к зиме. В период солнечного минимума и на низких широтах эффект зимней аномалии, как правило, мал. Эти особенности явления объясняют разным характером вариаций параметров все той же нейтральной атмосферы. Из измерений нейтрального состава известно, что амплитуда сезонных вариаций температуры (а следовательно, и концентраций О и N2) как раз растет с увеличением широты места и солнечной активности. На низких широтах при минимуме активности эти вариации малы и могут перекрываться полугодовыми вариациями состава, о которых мы рассказывали в главе 2.

В самое последнее время благодаря спутниковым измерениям нейтрального состава удалось пролить свет на третью важную особенность поведения области F2. Речь идет о так называемых отрицательных ионосферных возмущениях. Известно, что во время (или чуть позже) магнитной бури уменьшаются критические частоты слоя F2, т. е. уменьшается электронная концентрация. Это обычно выражено тем сильнее, чем сильнее буря и чем на более высоких широтах расположена ионосферная станция (на станциях в приэкваториальной зоне отрицательных возмущений не видят никогда). Иногда, однако, возмущение проявляется на среднеширотных станциях, тогда как в высоких широтах ионосфера остается спокойной.

Перестройка

Причину отрицательных возмущений также связывают все с тем же пресловутым отношением [O]/[N2]. Однако объяснить, почему во время магнитной бури уменьшается это отношение (напомним, в области F2 [e]∞[0]/[N2]) на средних широтах, не так просто. Известно, что во время возмущений магнитного поля Земли энергичные частицы из магнитосферы и околоземного космического пространства проникают в верхнюю атмосферу высоких широт, вызывая там целый ряд явлений, от полярных сияний до полного нарушения коротковолновой радиосвязи. При этом в полярной зоне происходит разогрев верхней атмосферы на высотах, больших 120-150 км.

Указанный разогрев может быть причиной того, что во время магнитного возмущения уменьшается отношение [O]/[N2] и соответственно падают равновесные величины [е] в полярной области. Но как объяснить при этом падение (хотя и в меньшей мере) электронной концентрации на средних широтах?

Нагретый в полярной области атмосферный газ может переноситься на более низкие широты в результате так называемой меридиональной циркуляции (т. е. переноса газа на той же высоте вдоль меридиана от полюсов к экватору). При этом газ будет остывать и отношение [O]/[N2] будет возрастать до своего нормального значения. Такая модель качественно объясняет обычное уменьшение амплитуды отрицательного возмущения с уменьшением широты.

Другая модель изменения состава предполагает, что нагретая область атмосферы в полярных широтах может являться источником гравитационных волн. Проникая в среднеширотную атмосферу, эти волны могут вызывать изменение состава (и прежде всего отношения [O]/[N2]) на уровне турбопаузы (105 - 110 км), который определяет состав газа в расположенной выше гетеросфере. Эта модель не так наглядна, как первая, и содержит больше неясностей в физике. Однако есть экспериментальные данные, которые указывают на то, что состав на уровне турбопаузы действительно меняется во время магнитной бури.

Отношения [O]/[N2]

Каков механизм изменения отношения [O]/[N2] в средних широтах, окончательно пока неясно. Но совершенно ясно, что отрицательные ионосферные возмущения действительно контролируются вариациями состава. На спутнике "ЭСРО-4" были проведены аккуратные измерения состава на высотах области F2 во время нескольких магнитных бурь. Выяснилось, что во время бури [О]/[N2] в области F2 действительно уменьшается, причем амплитуда этого уменьшения падает с уменьшением широты. Чем сильнее буря, тем сильнее выражен эффект и тем до более низких широт простирается область возмущенной атмосферы (см. рисунок внизу). Эти данные были детально сопоставлены с одновременными наземными наблюдениями изменения f0F2. Связь между [O]/[N2] и f0F2 оказалась поразительной. Ионосферные станции, расположенные в зоне возмущенной атмосферы, регистрируют отрицательное возмущение, причем его эффект тем сильнее, чем меньше [О]/[N2]. Станции, расположенные вне зоны, отрицательных возмущений не регистрируют. При этом иногда зона возмущений может быть не такой, как на рисунке, и иметь минимум [О]/[N2] в средних широтах. Это объясняет, почему во время некоторых бурь отрицательные возмущения видят только на среднеширотных станциях и не видят в высоких широтах. Но, конечно, объяснить такое широтное распределение [О]/[N2] во время возмущения с точки зрения современной теории еще труднее, чем обычное возрастание [О]/[N2] в высоких широтах.

Так выглядят на сегодня проблемы области F2. Как мы уже говорили, это область ионосферы, где одна фотохимия не может нести ответственности за все явления. Чтобы понять особенности поведения заряженных частиц, следует привлечь целый ряд совсем других процессов: ам-биполярную диффузию, потоки из плазмосферы, нейтральные ветры, гравитационные волны. Скорее всего, этот список неполон и нам предстоит подробнее узнать о влиянии на область F2 других факторов, например электрических полей.

Самая нижняя - самая неясная

Мы поговорим в этой главе о самой нижней части ионосферы - области D, расположенной на высотах 50 - 90 км. Некоторое время назад для этой области использовали также термин "нижняя ионосфера". Но с развитием ракетных и спутниковых исследований выяснилось, что земная ионосфера простирается значительно дальше, чем считалось ранее: достаточно большие концентрации ионосферной плазмы наблюдаются на расстоянии нескольких тысяч километров от поверхности Земли. В связи с этим изменились и "масштабы названий". Под нижней ионосферой теперь чаще всего подразумевают часть ионосферы ниже примерно 200 км, включающую области D, E и F1. Однако и по сей день иногда говорят "нижняя ионосфера", имея в виду только интересующую нас область D.

Ни одна ионосферная область не вызывала за всю историю ионосферных исследований столько споров, как область D. Ни к одной неприменимы в такой полной мере слова "загадки", "проблемы". И это несмотря на то, что область D - нижняя, а значит, и самая близкая к нам часть ионизированной оболочки Земли!

Предметом жгучих дискуссий являлось буквально все. Строение ионосферы на этих высотах, т. е. распределение основного параметра - электронной концентрации. Состав, т. е. распределение с высотой концентраций отдельных ионов. Роль так называемых малых составляющих: окиси азота, паров воды, атомов кислорода и т. д. и последнее, возможно самое главное,- физика процессов, которые создают и поддерживают ионосферу в области D: источники ионизации, законы рекомбинации, пути преобразования одних заряженных частиц в другие. Как это ни парадоксально, но и сегодня описать область D по всем перечисленным пунктам мы можем (если вообще можем) с гораздо меньшей надежностью, чем, скажем, ионосферу на высотах от 400 - 500 километров до нескольких тысяч.

Почему это так трудно

В чем тут дело? Почему изучать физику заряженных частиц на расстоянии 60 км труднее, чем на расстоянии 600 км? Причины этому две. Одна связана с тем, что сама жизнь заряженных частиц в условиях плотной нейтральной атмосферы в области D неизмеримо сложнее, чем на разреженных просторах внешней ионосферы (выше максимума ионизации на 250 - 300 км). Как мы знаем, плотность нейтрального газа в атмосфере резко падает с высотой. Количество нейтральных частиц в единице объема на расстоянии 600 км во много миллионов раз меньше, чем на расстоянии 60 км. Соответственно меньше и частота столкновений заряженных частиц с нейтральными, а значит, меньше хлопот со всякими процессами, которые такие столкновения порождают.

В то же время ионы и электроны в области D вкраплены в весьма плотную (по ионосферным понятиям, разумеется) среду нейтральных частиц и непрерывно с очень большой частотой сталкиваются с последними, порождая обилие химических превращений. Отсюда и разнообразие типов положительных ионов, и появление отрицательных ионов, и весьма сложная связь с такими малыми составляющими, как NO, О, Н2О, концентрации которых сами по себе известны плохо, и т. д. Все это вместе взятое и делает сложным поведение ионосферы на высотах 50 - 90 км и трудным исследование ее физических процессов, которые определяют первую из упомянутых выше причин плохой изученности D-области. О проблемах физики и структуры этой области как раз и пойдет дальше речь.

Область D

Вторая причина, тормозящая прогресс в исследовании D-области, касается экспериментальных трудностей и связана, как и первая, с расположением этой области в достаточно плотных слоях атмосферы.

Сколь-нибудь подробный разбор различных методик ионосферных измерений выходит за рамки этой книги, поэтому ограничимся здесь лишь самым общим описанием проблемы.

Прямые измерения ионосферных параметров (концентраций ионов, электронов, электронной и ионной температур) выполняются различными методами. Скажем, на ракете устанавливается специальный прибор - зонд, который измеряет количество заряженных частиц в окружающем ракету атмосферном газе, анализируя изменение электронной проводимости этого газа между двумя электродами, на которые подано высокое напряжение. Этот метод дал много сведений о распределении ионов и электронов в ионосфере выше 100 км. Пытались применять его и для измерений на меньших высотах. Но вот беда, в условиях высокой плотности нейтрального газа он становится ненадежен. Абсолютные значения измеряемых параметров начинают зависеть от многих факторов: плотности газа, образования пленки на электродах, так называемой подвижности ионов в газе и т. д. И точно учесть эти факторы очень и очень трудно. Когда сравнили зондовые измерения в области D с другими, более надежными результатами, оказалось, что величины, например, общей концентрации положительных ионов [Х+] в зондовых измерениях сильно завышены (в 3 - 5, а то в 10 раз). К чему это привело с точки зрения аэрономических проблем, мы поговорим ниже. Сейчас отметим, что в последнее время практически отказались от абсолютных измерений зондовой методикой в области D и используют ее лишь для относительных измерений, т. е. для того, чтобы судить, как выглядит форма высотного профиля концентрации положительных ионов или электронов.

Очень много полезных сведений о строении ионосферы дает так называемый метод некогерентного рассеяния. Метод этот очень дорогостоящий и требует создания огромных радиолокаторов, посылающих в атмосферу мощные импульсы (несколько мегаватт) радиоволн. Тем не менее в мире сейчас существует и успешно работает около десятка таких установок. Но вновь та же беда. В плотных слоях атмосферы из-за частых столкновений электронов и ионов с нейтралами этот метод неприменим. Нижняя граница, с которой еще можно получить сведения об ионосферных параметрах, лежит сейчас на 100 - 150 км. В решении проблем D-области, таким образом, некогерентное рассеяние помочь не может.

По всему земному шару разбросана сеть ионосферных станций. Эти станции регулярно патрулируют состояние ионосферы - следят за отражением радиоволн различных частот от ионосферных слоев. Каждые 15 минут на каждой станции получают и фотографируют картинку-ионограмму, где видно, на каких высотах отражаются радиоволны каких частот. Богатейший материал накоплен таким образом о поведении главного ионосферного максимума в области F2 (250 - 300 км). Часто появляется на ионограммах слой F1 (180 - 200 км), днем хорошо видна ионизация в области Е (100 - 120 км), в виде яркого следа проявляется узкий спорадический слой Es (≈105 - 110 км). А вот область D вновь оказывается не охваченной этим методом исследования. На ионограммах ей нет места: радиоволны, испущенные ионосферной станцией, не отражаются от области D. Правда, нельзя сказать, что оператор на ионосферной станции совсем не видит этой области. Время от времени она проявляется, но в негативном плане. Некоторые частоты исчезают с ионограммы. Они застряли по дороге от станции к отражающим слоям и обратно - частично или полностью поглотились на высотах до 100 км. Эффект D-области налицо. Но говорит ли это нам что-нибудь о структуре самой D-области? К сожалению, очень мало. При вертикальном ионосферном зондировании (так называется описанный выше метод), как и в других случаях, когда измеряется интегральный (суммарный) эффект прохождения радиоволн через D-область, очень трудно перейти от этого интегрального эффекта к реальному распределению концентраций электронов (а именно они определяют поглощение радиоволн) по высоте и к абсолютным значениям этих концентраций. Ведь нам, во-первых, ничего неизвестно, как распределено само поглощение с высотой, а во-вторых, это поглощение зависит не только от концентрации электронов, но и от того, сколь часто они сталкиваются с нейтральными частицами, т. е. от частоты соударений. А этот параметр порождает в D-области уже свои проблемы, обсуждение которых увело бы нас далеко в сторону. Отметим лишь грустный факт, что и вертикальное зондирование не дает желаемых сведений о строении ионосферы на высотах 50 - 90 км.

Эффект D-области

В предыдущих главах мы уже видели, как важно знать ионный состав ионосферы на разных уровнях и как много дали масс-спектрометрические измерения этого состава в Е- и F-области. Ну а что же в D-области? Та же картина. Различные типы масс-спектрометров, успешно применяемые выше 100 км, ниже работать не могут. Они "захлебываются" в плотной нейтральной среде и либо совсем выходят из строя, либо отказываются измерять нужные параметры.

Чтобы спасти положение, придумали, как "обмануть" масс-спектрометры и заставить их работать на малых высотах. Перед анализатором прибора стали помещать камеру с вакуумным насосом. Насос непрерывно откачивает воздух, поступающий из атмосферы, окружающей ракету, и создает в камере пониженное давление, которое масс-спектрометр способен "пережить". Прибор работает и дает сведения об относительном содержании различных ионов в окружающем газе, но, естественно, не об их абсолютном количестве.

Ясно, что описанная процедура делает масс-спектрометрические эксперименты на малых высотах значительно более сложными и громоздкими, чем на высотах Е- и F-области. Именно поэтому активное исследование ионного состава D-области задержалось по сравнению с более высокими областями почти на 10 лет.

Масс-спектрометрический эксперимент

Но это еще не все. Специфика самого ионного состава области D вносит дополнительные трудности в процесс его измерений. Сложные положительные ионы-связки, играющие, как выяснилось, большую роль в физике D-области, очень неустойчивы. Образно говоря, они могут развалиться от малейшего прикосновения. А ведь прикосновение ракеты, налетающей на неподвижный газ со скоростью 1 км в секунду, трудно назвать "малейшим". Возникла опасность, что те ионы, которые масс-спектрометр измеряет в нижних слоях,- не что иное, как жалкие осколки значительно более сложных (и соответственно более громоздких и неустойчивых) ионов-связок, реально существующих в атмосфере и распадающихся при встрече с прибором под действием различных факторов (ударная волна движущейся раке ты, электрическое поле прибора и т. д.). Значит, одной лишь откачной системы мало - нужны еще специальные ухищрения, чтобы избавиться от разрушения сложных ионов.

А отрицательные ионы. Ведь проблемы их измерения не стояло при исследованиях состава ионосферы выше 100 км. Значит, здесь для масс-спектрометристов вообще "terra incognita". Да плюс те же самые трудности с возможным распадом сложных отрицательных ионов-связок на более простые в самом процессе измерений.

Нужно ли, учитывая все это, удивляться, что в области D мы далеки от того положения с исследованием ионного состава, которое имеется в других ионосферных областях.

Итак, сложность получения экспериментальной информации о строении и составе ионосферы ниже 100 км очевидна. Несмотря на это, естественно, делаются все новые и новые попытки изучать D-область различными методами. Используют радиоволны, излученные с ракеты, модифицируют идею поглощения радиоволн, усовершенствуют зондовую методику, применяют методы, основанные на тонких эффектах распространения радиоволн, таких, как перекрестная модуляция, частичное отражение, взаимодействие с ионосферной плазмой сверхдлинных радиоволн и т. д. И нет недостатка в профилях, скажем, электронной концентрации, измеренных в разных местах различными приборами в разных условиях. Но беда состоит в том, что, получая в разных измерениях сильно отличающиеся результаты, мы каждый раз должны решать, является ли это отражением реальной изменчивости самой D-области или результатом ошибочности одного из примененных методов.

Ищем источник ионизации

"Одинокой области D нужен приличный источник ионизации для воздействия в дневное время. Обращаться по адресу: Земля, ионосфера, высота 65 - 85 км". Так, вероятно, должна выглядеть проблема, если перевести ее на язык доски объявлений.

Ну а если говорить серьезно, то поиски источника ионизации в D-области доставили исследователям немало хлопот.

Мы уже знаем, что солнечное ультрафиолетовое излучение с λ<1000 Å не проникает в атмосферу ниже 120 - 140 км. Оно является главной причиной существования основной части ионосферы. Его ближайший помощник - рентген с длиной волны 10 - 100 Å - ионизует нейтральные частицы на высотах 90 - 120 км, обеспечивая тем самым существование области Е. Но и он не может пробиться сквозь толщу нейтральных частиц на меньшие высоты.

Остается еще более коротковолное излучение с λ<10 Å. Кванты этого излучения благодаря своей высокой энергии способны пробиться несколько глубже в толщу атмосферы и вызвать ионизацию на 80 - 90 км. Но и в этом случае интенсивность очень резко падает с уменьшением высоты из-за сильного поглощения. Скорость ионизации, которую может обеспечить рентген, составляет на высоте 80 км 0,004%, или 4×10-5 скорости ионизации на высоте 100 км, а на 70 км эта величина уменьшается до 10-7. Реально оказывается, что эта скорость ионизации способна обеспечить лишь образование самой верхней части области D, лежащей выше 85 км. Очевидно, если бы за ионизацию D-области отвечал только рентген, то эта глава просто не понадобилась бы, так как не было бы ни проблем, ни загадок, ни самой D-области. Но она есть, со всеми своими проблемами. Значит, есть и другие источники, ее питающие, помимо рентгена. Один из таких источников - галактические космические лучи. Последние суть ядра тяжелых элементов прилетающие из просторов галактики и вторгающиеся в атмосферу. Энергия этих частиц столь велика, что они свободно достигают поверхности Земли или, во всяком случае, низколежащих плотных слоев. Ни о каком поглощении космических лучей на ионосферных высотах, которые интересуют нас, нет и речи.

Коротковолное излучение

Казалось бы, Космические лучи - кандидат номер один на роль создателя области D. Но и у них есть свои трудности. Поток космических лучей мал. А посему требуется много нейтральных частиц, чтобы произошло достаточное число актов ионизации (напомним, что q пропорционально потоку частиц n и концентрации нейтралов [М]). Значит, вклад космических лучей в ионизацию в атмосфере будет возрастать вниз и падать вверх. Оценки показывают, что предельная высота, на которой этот вклад еще существен,- 65 км. Ниже вся ионизация в атмосфере обязана своим происхождением именно космическим лучам. Выше... Выше они бессильны, так как мала плотность нейтральных частиц.

Итак, источники ионизации в D-области выше 85 км и ниже 65 км известны. А кто же отвечает за поддержание ионизации в основной части D-области между 65 и 85 км? Вот на этом-то "участке фронта" и разгорелись основные бои.

Для решения проблемы нам нужен источник (излучение или потоки частиц), который без существенного поглощения проникает на высоты 70 - 80 км. Солнечное излучение короче 1000 Å мы уже рассмотрели. Оно не может проникнуть так глубоко в атмосферу. Излучение с λ>1000 Å? Но оно маломощно для наших целей. Один квант этого излучения несет слишком мало энергии (меньше 12 эВ), чтобы оторвать электрон от молекулы азота или кислорода, из которых на 99% состоит атмосфера на этих высотах. (Напомним, что потенциал ионизации 02 и N2 составляет соответственно 12 и 15 эВ). Значит, единственная надежда - поиск не основной, малой составляющей, которая бы не была столь привередлива, как азот и кислород, и поддалась бы воздействию более мягкого излучения. Такая компонента нашлась. Это окись азота NO, потенциал ионизации которой равен 9,6 эВ. Разница с 02 вроде бы и не очень большая, но какая принципиальная! Чтобы оторвать электрон от нейтральной молекулы NO, хватает энергии кванта излучения в линии Lα (λ =1216 Å). Один квант этого излучения несет энергию около 10 эВ (т. е. чуть-чуть больше, чем необходимо для ионизации молекулы NO, но совершенно недостаточно для ионизации молекулы 02 или тем паче N2), причем общее количество этих квантов, или интенсивность линии, очень велико и составляет около 3×1011 на квадратный сантиметр в секунду. Это большое число. Оно больше, чем полное количество квантов в области длин волн короче 1000 Å, ответственное, как мы знаем, за ионизацию всей ионосферы выше 90 - 100 км. Никаких неприятностей с поглощением у Lα тоже нет. Это излучение проникает почти без поглощения в столь волнующую нас область 70-80 км.

Получается, что подходящий ионизующий агент найден. Найдена и компонента, которая готова ионизоваться под действием этого агента. Вроде бы есть хороший источник ионизации: Lα плюс окись азота. В чем же, собственно, проблема? В количестве NO.

Проблема окиси азота тесно связана со многими обсуждаемыми здесь вопросами. Мы поговорим о борьбе мнений по поводу количества NO в следующей главе, однако частично коснуться этого мы должны уже сейчас.

Для простоты рассмотрим одну какую-нибудь высоту, скажем, 80 км. (Для других высот - 70, 75 или 85 км - проблемы принципиально останутся теми же, только сдвинутся все цифры). На этой высоте для поддержания дневной ионосферы необходимо иметь примерно 1 - 10 актов ионизации в 1 см3 в 1 с. Как получены эти цифры, станет ясно из дальнейшего. Такая скорость ионизации q при заданном потоке излучения в линии Lα (опять же для простоты станем считать его хорошо известным и неизменным во времени) на рассматриваемой высоте требует концентрации окиси азота порядка 107- 108 см-3. Много это или мало?

В этом и есть суть проблемы. Как увидим в следующей главе, именно вокруг этих величин и крутятся экспериментальные оценки количества NO в D-области, колеблясь от 106 до 109 см-3. Ясно, что наша проблема источника ионизации очень зависит от этих цифр. Если [NO]≈106 см-3 и меньше, как давали первые теории и эксперименты, ионизация окиси азота является слабым процессом и проблема источника ионизации на высотах 65 - 85 км встает во весь рост.

Именно эта ситуация подтолкнула ученых в середине шестидесятых годов к поискам новых путей поддержания ионизации в средней части D-области. Поскольку казалось, что все возможности электромагнитного излучения Солнца уже исчерпаны, обратились к потокам корпускул. Могут ли потоки энергичных заряженных частиц проникать в область D и вызывать там ионизацию? Выяснилось, что могут. И наиболее вероятный кандидат для этого - электроны с энергиями в десятки килоэлектронвольт. Такие электроны должны свободно проходить через более высокие слои атмосферы и тратить свою энергию (в основном на ионизацию) как раз на высотах 60 - 80 км. Дело лишь в том, существуют ли достаточные потоки таких электронов в атмосфере.

Некоторое время вопрос этот оставался открытым к соответственно оставалась нерешенной проблема ионизации области D. Затем провели измерения на ракетах (а это, конечно, далеко не просто) и получили, что потоки электронов с энергиями в десятки килоэлектронвольт существуют, но... их интенсивность в спокойных условиях на средних широтах недостаточна для поддержания ионосферы. На высоте 80 км, например, они способны обеспечить скорость ионизации около 0,1 акта см-3×с-1, а нужно, как мы знаем, 1 - 10 актов см-3×с-1.

Значит, в чистом виде идея не прошла. Но она, как и многие идеи такого рода, не была бесплодной. Потоки электронов указанных энергий признаны основным источником ночной ионизации в области D, когда отсутствует солнечное излучение. Эти потоки важны и для объяснения ионизации на высотах 60 - 80 км в возмущенных условиях, т. е. в полярной ионосфере и во время геомагнитных бурь в средних широтах. В этих случаях потоки электронов, тесно связанные с магнитным полем Земли, могут возрастать в десятки и сотни раз, что, видимо, и объясняет возрастание ионизации в D-области во время таких возмущений.

Американские ученые Хантен и Мак Элрой предложили еще один механизм ионизации в области 65 - 85 км, о котором ранее не думали. Мы знаем, что излучение с λ>1000 Å не в состоянии ионизовать обычную молекулу азота или кислорода - не хватает энергии кванта. Ну а если молекула необычная? Если она находится в возбужденном состоянии, т. е. сама несет некий запас энергии? Оказывается, в этом случае энергия кванта, способного ионизовать такую молекулу, может быть меньше, так как дефицит покрывается за счет внутренней энергии возбужденной молекулы.

Именно на этом простом принципе построена идея Хантена и МакЭлроя. В солнечном спектре есть интервал длин волн 1027 - 1118 Å, излучение которых относительно легко проникает на высоты области D. Само по себе это излучение не может ионизовать ни О2 ни N2 - не хватает энергии. Но от энергии кванта этого излучения (в среднем 11,5 эВ) до порога ионизации молекулы кислорода (около 12 эВ) относительно недалеко. Разница составляет менее 1 эВ. Чтобы ее компенсировать, нужна молекула О2, сама запасшая примерно такую энергию. Для этой роли вполне подходит молекулярный кислород, возбужденный в состояние 1Δg. He вдаваясь сейчас в детали, отметим, что энергия возбуждения для состояния 1Δg, т. е. энергия, которую запасает молекула кислорода, находясь в этом состоянии, чуть меньше 1 эВ. Вполне достаточно, чтобы покрыть дефицит и "поддаться" ионизации излучением 1027-1118 Å.

Роль описанного механизма в образовании области D зависит, естественно, от количества окиси азота. Мало NO - слаб механизм N0 плюс Lα, значит, ионизация О2 (1Δg) выходит на первое место. Много окиси азота - ионизация О2 (1Δg) играет более скромную роль.

По современным представлениям, окиси азота все-таки "много"- как раз те 107 - 108 молекул на кубический сантиметр, которые необходимы, чтобы объяснить ионизацию D-области механизмом N0 плюс Lα.

Однако, какова бы ни была роль ионизации молекул О2(1Δg) в общем ионизационном бюджете на высотах 65 - 85 км, этот механизм является в дневное время основным поставщиком ионов О2+, тогда как ионизация в линии Lα способна порождать лишь ионы N0+. Как мы увидим ниже, вопрос о том, какие именно ионы рождаются в первичном акте ионизации, может быть очень важен для понимания всего дальнейшего цикла ионных превращений.

Все, о чем мы говорили в этом параграфе, справедливо для, так сказать, нормальных условий, т. е. для области D в дневное время не в полярных районах и без особых возмущений. Ночная среднеширотная область D изучена пока плохо. И причина лежит прежде всего в трудностях измерений. Ведь ночью концентрации ионов во всем интервале высот 50 - 90 км много меньше (в 10 - 100 раз), чем днем, а концентрации электронов ниже некоторого уровня практически равны нулю. В этих условиях все трудности экспериментального характера, упомянутые в начале главы, возрастают во сто крат. Соответственно мы очень плохо представляем себе и фотохимию ночной области D. Ясно лишь, что основным кандидатом на роль главного источника ионизации являются потоки электронов, о которых .мы уже говорили выше. Так ли это, достаточно ли энергии этих потоков для поддержания ночной области D или, может быть, нужны какие-либо дополнительные источники вроде предложенной индийскими учеными ионизации коротковолновым излучением звезд? Это вопросы, над которыми специалисты по аэрономии работают сегодня.

Перейдем теперь к возбужденной D-области. Во время солнечных вспышек электронная концентрация на высотах 70 - 90 км возрастает в десятки, а иногда и в сотни раз. Не вызывает особых сомнений, что указанный эффект связан с сильным возрастанием интенсивности рентгеновского излучения Солнца во время вспышки. Эта интенсивность (особенно для самой жесткой, т. е. самой коротковолновой, части спектра) при сильной вспышке может увеличиться в тысячи раз и более. При этом, естественно, во много раз увеличивается проникновение рентгеновских лучей в область D, и они становятся главным источником ионизации на высотах 70 - 80 км, где в обычных условиях они "тушуются" на фоне более сильных механизмов NO плюс Lα и О2(1Δg) плюс излучение 1027-1118 Å.

Последнее обстоятельство крайне важно для изучения физики области D. Ведь рентгеновское излучение умеют достаточно надежно измерять с помощью искусственных спутников. И механизм ионизации таким излучением не требует присутствия экзотических компонент (NО или 02 (Å)) - он легко ионизует основные атмосферные невозбужденные компоненты азот и кислород. Что означает: в случае вспышки мы можем иметь достаточно точные и надежные величины скорости ионизации q для тех высот, где в обычных условиях в силу трудностей, описанных выше, таких величин пока нет. Как удается использовать этот факт, мы увидим ниже.

Рентгеновское излучение

Другой вид возмущения, характерный только для высокоширотной области D, - так называемое поглощение в полярной шапке. Это возмущение производят протоны высоких энергий, приходящие к Земле от Солнца. Магнитное поле Земли направляет такие протоны вдоль силовых линий в околополюсные зоны, где они и вторгаются в верхнюю атмосферу. Обладая высокой энергией (десятки миллионов электронвольт), протоны без особых эффектов проходят верхнюю часть ионосферы и резко увеличивают ионизацию на высотах D-области. И опять, как и в случае солнечных вспышек, важным является то обстоятельство, что ионизация протонами не зависит ни от N0, ни от О2 (рентгеновское излучение ), ни от других малых компонент - протоны ионизуют все частицы (в том числе и основные - N2 и О2), так сказать, невзирая на лица.

Вот как обстоит дело с источниками ионизации. Но знать источники (и даже скорости) ионизации еще не достаточно, чтобы понять поведение данной области ионосферы. Ионы и электроны, рожденные в первичном акте ионизации, оказываются затем вовлеченными в сложную сеть фотохимических процессов: реакции образования ионов-связок, рекомбинационных процессов и реакции с участием отрицательных ионов.

Не связывайтесь с ионами-связками!

Ох уж эти мне связки! Право, если бы от ученых, занимающихся той или иной проблемой, зависело, какие вопросы должны в эту проблему входить, стоило бы посоветовать специалистам по области D: "Не связывайтесь с ионами-связками!" Так спокойно было с ионизационно-рекомбинационным циклом процессов, пока в нем участвовали только обычные ионы. А со связками не оберешься хлопот!

Но совет советом, а эти самые ионы-связки так плотно вошли в физику D-области, что изучение последней без них немыслимо. Приходится все-таки ими заниматься, со всеми вытекающими отсюда трудностями...

Первые успешные измерения ионного состава (мы говорим пока только о положительных ионах!) в области D были проведены с помощью масс-спектрометра американским ученым Нарциси более 10 лет назад. И дали эти измерения весьма неожиданные результаты. Оказалось, что ниже 82 км (граница получилась довольно четкая) основными ионами являются не обычные молекулярные ионы N0+ (30 а. е. м., расшифровывается - атомных единиц массы) и О2+ (32 а. е. м.), а ионы с массовыми числами 19 а. е. м., 37 а. е. м., 55 а. е. м. и т. д. Что же это за ионы?

"Паспорта" этих ионов расшифровали не сразу. И далеко не сразу поверили в реальность их существования в ионосфере. Всегда ведь есть опасность, что то или иное химическое соединение может занести в верхнюю атмосферу сама ракета, на которой установлен масс-спектрометр. И мы будем напрасно ломать голову, объясняя природу это o соединения в атмосфере, а оно к атмосфере-то и отношения не имеет, а имеет отношение к какой-нибудь там смазке. Такое тоже бывает.

Но в случае данных Нарциси все оказалось не так. Результаты подтвердились в последующих экспериментах, скептицизм рассеялся, и стали искать расшифровку химических паспортов. Нашли. Выяснилось, что эти ионы представляют собой сочетание протонов и молекул воды: 19 а, е. м. = Н3О+ = Н+(Н20); 37 а. е. м. = Н502+ = Н+(Н20)2; 55 а. е. м. = Н702+ = Н+(Н20)3 и т. д. Получается последовательность ионов типа. Н+(Н20)n, где n=1, 2, 3, ..., причем, как мы видим, эти ионы состоят из протона (иона водорода) и связанных с ним одной или нескольких молекул воды. Отсюда и название: протоногидратные связки, или просто ионы-связки.

Позднее были обнаружены ионы-связки с другими составляющими, помимо Н+ и Н20,— NO+(H20), NO+(C02), NO+×N2 и т. д., затем стали обнаруживать совсем тяжелые ионы-связки типа Н+(Н20)n и NO+(H20)n с высокими (порядка 5 - 7) n и соответственно массовыми числами больше 100 а. е. м., а потом...

Потом возникло сомнение в том, что вообще все эти ионы - действительно те ионы, которые существуют в D-области. Появилось подозрение, что на самом деле в ионосфере на высотах 60 - 70 км присутствуют в основном очень тяжелые ионы-связки с массовыми числами, возможно, в сотни атомных единиц массы, которые в силу своей неустойчивости легко разрушаются в процессе измерений на составляющие их молекулы и значительно более простые ионы Н30+, Н502, NO+H2О и т. д., которые масс-спектрометр и регистрирует. Стали поговаривать даже о том, что ионная химия области D должна рассматриваться не на обычном молекулярном уровне, а на уровне заряженных пылинок или кристаллов, в которые превращаются ионы в процессе образования все более тяжелых и сложных связок.

Область D

Признаемся сразу, что этот вопрос в настоящий момент не решен до конца. Одни масс-спектрометристы целиком доверяют полученным концентрациям отдельных ионов-связок, другие считают, что разрушение происходит и в атмосфере доминируют тяжелые ионы-связки, третьи хранят осторожное молчание.

Что же делать в такой ситуации? Как использовать для изучения физики D-области богатейший материал масс-спектрометрических экспериментов, если неизвестно, что в этих экспериментах измерялось? Остается единственная возможность - не заниматься концентрациями отдельных ионов-связок, но рассматривать на каждой высоте суммарное количество связок и сравнивать его с количеством обычных ионов NО+ и О2+.

Именно на этом пути и были в последние годы получены интересные результаты, помогающие разобраться в клубке проблем физики D-области.

Оказалось, что если ввести параметр f+, характеризующий соотношение на данной высоте между общим количеством ионов-связок и количеством обычных ионов (f+=[CB+]/[NO+ + О2+], и проанализировать экспериментальные данные об ионном составе, то получается интересная закономерность.

Величина f+ на фиксированной высоте очень сильно зависит от уровня ионизации, т. е. от скорости ионизации q и соответствующей равновесной концентрации электронов [ё]. На h = 80 км, например, величина f+ изменяется (см. рисунок на стр. 95) от 102 ночью или во время полного солнечного затмения (в этих случаях q и [е] очень малы) до примерно 1 днем (обычные q и [е]) и до 10-2 во время сильных возмущений типа поглощения в полярной шапке (когда q и [е] сильно возрастают). Изменение, что и говорить, существенное - на 4 порядка величины (в 10 тысяч раз)!

Концентрация электронов

Таким образом, ночью на 80 км доминируют ионы-связки, а доля ионов NО+ и О2+ не превышает 1%. Днем и те и другие существуют в примерно равной пропорции, а во время возмущений доля ионов-связок становится мала (проценты) и доминируют обычные ионы. Чем сильнее область D "освещена" ионизующим излучением, тем ниже отступает область ионов-связок. Такое впечатление, что ионы-связки "не любят" освещенный период и предпочитают "держаться в тени".

Давайте посмотрим, какие же заключения можно сделать из этих выводов, основанных на экспериментальных данных. Один из выводов касается эффективного коэффициента рекомбинации - мы поговорим о нем в следующем параграфе. А сейчас обсудим, что дает обнаруженное изменение f+ для понимания механизмов образования ионов-связок.

Как образуются ионы-связки? С какого процесса начинается цепочка "связкообразования", как одни связки переходят в другие? На все эти вопросы необходимо иметь ответы, если мы хотим (а мы, несомненно, хотим!) до конца понять физику ионосферы на высотах, где доминируют ионы-связки. Но однозначных ответов, увы, пока нет, хотя нет недостатка в очень сложных и громоздких схемах, включающих десятки реакций. Да и как могут быть однозначными ответы, если схемы преобразования ионов-связок включают такое большое число реакций, многие из которых не исследованы в лаборатории. И если сами концентрации отдельных ионов-связок известны нам плохо из-за возможных эффектов разрушения во время измерений.

И здесь снова помогает подход, о котором мы рассказывали. Рассмотрим просто все ионы-связки вместе, как нечто единое, не занимаясь их внутренними "проблемами", но противопоставляя их обычным ионам NО+ и O2+.

Ионные связки

Чтобы не говорить все время "обычные ионы N0+ и О2+, назовем их еще "первичными ионами". Ведь именно они образуются в результате первичных актов ионизации, а ионы-связки - с другой. Теперь схема преобразований положительных ионов приобретает вполне читаемый вид (см. рисунок) - на ней показаны процессы, которые мы встречали. Стрелки gNO+ и gО+ олицетворяют образование соответствующих ионов в актах ионизации. Стрелка NO, N2 соответствует перекачке О2+ в NО+ по ионно-молекулярным реакциям с N2 и N0. Диссоциативная рекомбинация N0+, O2+ и связок показана соответственно αNO+, αО2+, αсв+. И наконец, два канала образования ионов-связок (из О2+ и N0+) обозначены как ВО2+ и BNO+. Cхема получилась действительно простая. И соотношения, которые легко из нее вывести, тоже оказываются несложными.

Не приводя их здесь, отметим лишь выводы, которые из них следуют.

Во-первых, в рамках этой схемы величина f+ получается обратно пропорциональной электронной концентрации. Вот и качественное объяснение уменьшения f+ с ростом q и [е] обнаруженного по экспериментальным данным.

Во-вторых, выясняется, что роль каналов ВО2+ и BNO+ В образовании связок различна в разных условиях. В невозмущенных условиях образование ионов-связок идет главным образом из ионов N0+, канал ВО2+ мало существен. В возмущенных условиях(поглощение в полярной шапке, солнечная вспышка) каналы меняются ролями и на первое место выходит образование ионов-связок из О2+. Происходит это в основном потому, что эффективность канала ВO2+ не зависит от условий, а величина BNO+ уменьшается с ростом электронной концентрации (примерно, как [e]-1).

Абсолютная величина

Таким образом, из экспериментальных данных с помощью описанной схемы мы получили представление об относительной эффективности и изменчивости двух каналов образования ионов-связок из первичных ионов. Можем мы из тех же данных оценить и абсолютные величины ВO2+ и BNO+. НО вот сказать, какие конкретные химические реакции стоят за этими каналами, мы пока точно не можем. Сведений об эффективности различных реакций - возможных кандидатов на роль главных создателей ионов-связок все еще очень мало.

Это, так сказать, качественная картина, набросанная грубыми мазками. Ну а для количественного анализа, для уточнения деталей нужно еще много работы. Как с лабораторными данными, так и с результатами измерений в ионосфере.

Положительная сторона отрицательных ионов

Электрон - легкая частица, положительный ион - тяжелая (отношение масс иона и электрона равно примерно 104). Так уж повелось, что в большей части ионосферы положительные частицы тяжелые, а отрицательные - легкие. Но электрону не нравится быть легкой частицей. Он стремится натолкнуться на одну из окружающих нейтральных частиц и примкнуть к ней. Если это ему удается, образуется отрицательный ион. Это уже тяжелая, отрицательно заряженная частица.

В книге "Химия, атмосфера и космос" в разделе "Что такое отрицательные ионы?" рассказано о том, как в принципе образуются отрицательные ионы, какие именно первичные ионы и в результате каких процессов могут формироваться в земной ионосфере и на каких высотах. Не повторяя здесь всего этого материала, отметим лишь кратко, что отрицательные ионы образуются в области D в результате тройной реакции

Тройная реакция. Формула 32

и поскольку скорость этой реакции α [02]2[е] зависит от плотности атмосферного газа в квадрате, концентрация отрицательных ионов должна резко уменьшаться с высотой.

Коронный вопрос физики нижней ионосферы - это вопрос о λ, т. е. об отношении концентраций отрицательных ионов [Х-] к электронной концентрации [е]. Где, если мы движемся сверху вниз, кончается область легких отрицательных частиц и начинается царство тяжелых? Мы знаем, что на высоте 100 км отрицательных ионов практически нет (λ очень мало). Мы уверены, что на 50 - 60 км отрицательные ионы доминируют над электронами (λ>>1).

Но вот что происходит на этих 40 - 50 км? Где та высота, на которой сравниваются концентрации отрицательных ионов и электронов (λ =1)?

Много лет ученых занимает эта проблема. Много попыток сделано ее решить. Много в результате получено кривых распределения параметра λ с высотой. И среди них... ни одной надежной. Ибо проблема определения количества отрицательных ионов очень сложна.

В принципе возможны два пути ее решения - экспериментальный и теоретический, но...

Мы договорились не вдаваться в технические проблемы аэрономических измерений. Поэтому просто констатируем, что прямо измерить, количество отрицательных ионов [Х-] в области D еще никому не удалось. Видимо, сколь-нибудь надежного прибора для этого просто пока не существует. Но зато сколько было предпринято попыток получить [Х-] из измерений двух других концентраций: электронов и положительных ионов!

Поскольку в ионосфере всегда выполняется условие нейтральности, т. е. равенства количеств положительно и отрицательно заряженных частиц в единичном объеме

Условие нейтральности. Формула 33

достаточно измерить [Х+] и [е], чтобы получить [Х-].

Но с измерением электронной концентрации и особенно концентрации положительных ионов имеются трудности. Единственный метод измерения [Х+]- зонды, устанавливаемые на ракете. О проблемах интерпретации таких измерений мы уже говорили. Ну а к чему приводят результаты зондовых измерений [X+], если мы им верим?

Оказывается, зондовые измерения свидетельствуют в пользу высоких величин λ в области D. Если мы сопоставим средние значения полученных зондовым методом величин [Х+] со средними значениями электронной концентрации, скажем, для дневных условий, то получим (см. рисунок), что [Х+] заметно превышает [е] до высот 85 - 90 км. Но это означает, что практически во всей области D доминируют отрицательные ионы и величина λ много больше 1. Так, получается, что на высоте 80 км λ≈10 (электронов на порядок меньше, чем отрицательных ионов), на высоте 75 км К колеблется от 13 до 62 (!) и т. д.

Зондовое измерение

Так обстояло дело несколько лет назад. Высокие величины [Х+] и X были приняты многими учеными и обсуждались даже возможные процессы образовавания столь большого количества отрицательных ионов. Однако в последние годы концепция высоких λ терпит поражение. С одной стороны, все, что мы знаем о физике D-области, говорит против высоких концентраций Х- выше 70-75 км. Целый ряд косвенных оценок (например, по эффективному коэффициенту рекомбинации) показывает, что днем в невозмущенной ионосфере концентрации электронов и отрицательных ионов сравниваются (λ≈1) на высоте около 75 км. В силу довольно быстрого падения величины λ с ростом высоты это означает, что днем в спокойных условиях уже на 80 км роль отрицательных ионов мала (λ<<1).

В то же время на высоте 70 км отрицательные ионы уверенно доминируют (λ>1). Высоты 80 и 70 км обычно используют как своего рода характерные высоты в фотохимии D-области без учета отрицательных ионов (так мы делали в предыдущем параграфе) или с учетом таковых (так мы будем делать здесь и в следующем параграфе).

Пошли навстречу концепции низких X и экспериментаторы. В последние годы с помощью усовершенствованной зондовой методики стали получать более низкие величины (Х+], не дающие такого сильного различия между [Х+] и [е], а значит, и не требующие таких высоких λ.

Впрочем, относительно высокие величины λ возможны в ночное время, в сумерках и во время затмений. Поскольку в этих условиях разрушение отрицательных ионов идет медленнее, чем днем, возможно накопление Х- до более высоких, чем днем, концентраций. Так, в сумерках на высоте 80 км величина λ может быть близка к 1, а ночью и во время полной фазы солнечного затмения может составлять даже несколько единиц.

Мы видим теперь, как обстоит дело с общим количеством отрицательных ионов, т. е. с абсолютными концентрациями Х- в области D. Но кроме общего количества хорошо бы еще знать и химический состав отрицательных ионов.

Увы, дело с измерением состава отрицательных ионов обстоит плохо. Ко всем трудностям исследования ионного состава в случае положительных ионов добавляется еще то, что теперь речь идет об отрицательных ионах, а измерять концентрации тяжелых отрицательных частиц труднее, чем положительных.

Тем не менее первые масс-спектрометрические эксперименты по измерению состава отрицательных ионов были проведены, и даже не одной, а сразу двумя группами ученых - в ФРГ (Арнольд и Кранковский) и в Соединенных Штатах (Нарциси). Что же они обнаружили?

Обнаружили очень сложную картину. Гораздо более сложную, чем ожидали. Было очевидно, что в D-области должны быть ионы О2- поскольку они образуются в первичной реакции (32). Ожидали в небольшом количестве ионы О-. Можно было ожидать и появления таких ионов, как NO2-, NO3-, CO3-.Ho кто мог предсказать существование в ионосфере ионов НСО3-, 02-(Н2О)2, N02-(HN02) и т. д.! В таблице приведен список всех ионов (с указанием массового числа и вероятного химического отождествления), зарегистрированных в одном из экспериментов группы ФРГ. Как видим, коллекция более чем экзотических ионов весьма внушительная.

Состав отрицательных ионов, обнаруженных в ионосфере

Дело, однако, не только в необычности и сложности обнаруженных отрицательных ионов. Плохо то, что нет повторяемости, воспроизводимости результатов. Измерения Нарциси дают в основном другие массовые числа (а значит, и другое отождествление) сложных ионов, чем измерения Арнольда и Кранковского. Результаты обеих групп расходятся и в том, какие ионы доминируют на каких высотах. Есть различие и в высотном ходе. У Арнольда и Кранковского выше 75 - 77 км наблюдается падение концентраций отрицательных ионов, а Нарциси видит слои отрицательных ионов на высотах 88 - 92 км. Наконец, нет единства даже в вопросе о том, все ли зарегистрированные отрицательные ионы относятся к атмосфере. Например, ионы с массовыми числами 35 и 37 немецкая группа отождествляет с изотопами хлора и считает ионами атмосферного происхождения (при этом возникает очень интересная проблема - откуда этот хлор взялся на 60 - 70 км), тогда как Нарциси относит эти ионы к загрязнению ракетой.

Словом, картина пока довольно безрадостная. Нет согласия между экспериментаторами, значит, нет надежных экспериментальных данных, и мы не имеем ни достоверной картины состава отрицательных ионов, ни даже опорных точек, чтобы проверить теоретические модели Х-.

Разобравшись в том, как обстоит дело с экспериментальными данными, уместно теперь задать вопрос, а что гласит теория образования отрицательных ионов -можем ли мы что-либо добавить на основании фотохимии отрицательных ионов?

Признаемся сразу, что проблема фотохимии отрицательных ионов пока далека от своего решения. Многие реакции еще не исследованы в лаборатории. А многие даже неизвестны. Ведь в существующие сегодня схемы не включаются некоторые ионы (в основном тяжелые ионы-связки), приведенные в таблице. Но эти ионы существуют, а значит, существуют и соответствующие реакции их образования и гибели. Просто мы о них пока ничего не знаем. Тем не менее интенсивно ведутся попытки построить теоретические схемы преобразования отрицательных ионов и понять, какие из наблюдаемых экспериментальных фактов эти схемы могут объяснить.

Мы рассмотрим теперь возможности фотохимической теории отрицательных ионов. Как и в случае положительных ионов, мы опишем упрощенную схему, позволяющую наиболее острые вопросы обсудить, избегая громоздких схем со множеством реакций, требующих детальных пояснений.

В нашей схеме будут фигурировать наряду с электронами два типа отрицательных ионов: "ионы кольца" и "стабильные ионы". Эти названия были введены несколько лет назад автором по следующим причинам. Ионы первой группы очень быстро переходят друг в друга по ионно-молекулярным реакциям (например, О2- - в О3-; и в О4; О3- - в СО3-; СО- - снова в О2- и т. д.). При этом все время идут быстрые реакции прилипания и отлипания, поэтому электроны как бы движутся по кругу: от свободного состояния к иону О2-, затем О3-, затем к СОГ, затем снова к О2- и вновь к свободному состоянию. При этом указанные реакции столь эффективны, что именно они определяют время жизни (а следовательно, и концентрации) ионов кольца, а, скажем, процессы взаимной нейтрализации на их концентрации не влияют. Как показывают оценки, концентрации таких ионов, по крайней мере в дневной области D, малы - не они выступают в роли основных отрицательных ионов, однако их роль как промежуточного этапа всего ионизационно-рекомбинационного цикла процессов очень велика.

Стабильные ионы названы так потому, что для них, видимо, нет столь быстрых процессов перехода друг в друга или отделения электрона (отлипания). Основным процессом гибели для них является взаимная нейтрализация с положительными ионами. Стабильные ионы должны составлять подавляющее большинство отрицательных ионов в D-области. Наиболее вероятные кандидаты в стабильные ионы - NO2-, NO3- и отрицательные ионы-связки, о которых пока известно мало.

В нашу схему включены четыре принципиальных процесса. О прилипании мы уже говорили. Оно идет в основном по реакции (32). На всякое прилипание должно существовать отлипание. Есть оно и в нашей схеме. Его обеспечивают два очень важных процесса отлипания от ионов О2- в реакциях с атомным кислородом и возбужденными молекулами кислорода.

Здесь уместно сделать маленькое отступление. Что значит "отлипание"? Это значит отрыв электрона от нейтральной частицы. Но электрон в отрицательном ионе не просто приложен к нейтральной частице, он с ней связан некоторой энергией. Эта энергия связи называется электронным сродством S данной нейтральной частицы и выражается обычно в электронвольтах. Следовательно, чтобы произошло отлипание, нужно затратить энергию, равную S. Но где ее взять? Если отлипание происходит под действием излучения (фотоотлипание), необходимую энергию обеспечивает квант излучения. В случае включенной в схему реакции

Формула 34

для отрыва электрона используется энергия возбужденной молекулы О2* (в правой части реакции возбужденных частиц нет - энергия ушла на разрушение О2-).

Ну а в реакции С2- с О? У атома О ведь нет дополнительной энергии. Оказывается, в этой реакции

Формула 35

отрыв электрона происходит за счет энергии диссоциации молекулы О3.

Действительно, ведь, чтобы разрушить молекулу озона на О2 и О, надо затратить энергию. А при создании (ассоциации) О3 эта энергия должна выделиться. Вот она-то и расходуется на отлипание электрона, а вся реакция носит поэтому название ассоциативного отлипания.

Итак, "вернемся к нашим баранам". Следующий тип процессов в рассматриваемой схеме - ионно-молекулярные реакции. Они аналогичны ионно-молекулярным реакциям положительных ионов, хорошо нам теперь известным, и играют в схеме ионных преобразований примерно такую же роль, т. е. в конечном итоге переводят первичные ионы ОГ во вторичные, более стабильные ионы (NО2-, NО3- и т. д.), которые участвуют в процессах рекомбинации и образования ионов-связок. И наконец, последний тип процессов - взаимная рекомбинация положительных и отрицательных ионов. Наибольшие трудности связаны с поиском ионно-молекулярных реакций, эффективно переводящих ионы кольца в стабильные ионы. В качестве решения проблемы предложены две похожие реакции:

Формула 36

Формула 37

Их главное достоинство состоит в том, что в них участвует молекулярный азот - основная нейтральная компонента на высотах области D. Их главный недостаток в том, что этих реакций никто никогда не регистрировал в лаборатории. Но достоинство в данном случае оказывается сильнее. Молекулярного азота так много, что для нашей схемы достаточно, чтобы реакции (36) и (37) шли с очень низкими константами скорости (≈10-14-10-15 см3×с-1). А реакции отрицательных ионов с такими низкими константами в лаборатории пока измерять не могут - это ниже чувствительности обычных лабораторных методов. Так что приходится принять реакции (36) и (37) "на веру", исходя из логики самой схемы. Верно ли наше предположение, должно ответить будущее.

Таково на сегодня положение дел с фотохимической теорией отрицательных ионов. Много неясностей, есть элемент произвола, есть белые пятна (например, реакции образования ионов-связок). Возникает естественный вопрос: ну а есть ли основания все же об этой схеме говорить? Есть ли хоть какие-нибудь экспериментальные подтверждения ее разумности?

Мы знаем, что на масс-спектрометрические измерения ионного состава в данном случае надеяться нечего. Слишком неясно все у самих экспериментаторов. Но есть другие экспериментальные факты, которые косвенно поддерживают разумность отдельных элементов нашей схемы. Самый интересный из них связан с отождествлением основного отрицательного иона в области D. Эта проблема описана в книге "Химия, атмосфера и космос" под рубрикой "Загадочный икс минус". Из наблюдений во время поглощения в полярной шапке следует, что основной отрицательный ион на высотах 60 - 80 км должен иметь высокое электронное сродство, больше 3 эВ. И следовательно, ни 07, который в те времена считался главным претендентом на роль основного иона, ни ряд других ионов (О4-, О3-, СО4-) этому требованию не удовлетворяют. В нашей схеме этой проблемы нет. Основными ионами (ионами с наибольшей концентрацией) являются ионы NО2- и NО3-, а их электронное сродство, согласно лабораторным измерениям, как раз достаточно высоко (3,5 - 5 эВ).

"Другой экспериментальный факт - соотношение день-ночь. Ночью на фиксированной высоте λ выше, чем днем (это известно надежно). Почему? Схема дает ясный ответ. Потому, что ночью резко уменьшается концентрация О и О2* (это тоже известно надежно), а именно эти нейтральные компоненты отвечают в нашей схеме за отлипание электронов. Меньше [О] и [О2*]→ слабее разрушение отрицательных ионов- больше [Х-] и меньше [е]- выше величины λ.

В книге "Химия, атмосфера и космос" описана еще одна загадка (в то время) отрицательных ионов в области D. Она тоже связана с отлипанием электронов. Из экспериментов во время поглощения в полярной шапке давно установили, что отлипание электронов происходит с высокой эффективностью, которая в 1000 раз выше, чем эффективность известного тогда процесса отлипания в реакции О2- с молекулой О2 (невозбужденной). В этом и состояла проблема в 1968 году. Наша сегодняшняя схема полностью решает эту проблему. Отлипание от О2- в реакции с возбужденными О2 и ассоциативное отлипание с атомами О вполне обеспечивают наблюдаемую во время поглощения в полярной шапке скорость отлипания электронов.

Последний пример хорошо иллюстрирует одно важное обстоятельство. Не будь проблемы отлипания в D-области, вряд ли стали бы так активно исследовать в лаборатории реакции отлипания от 07. И возможно, еще долго науке ничего не было бы известно о таких процессах, как 02-+О2* или О2-+О, равно как и о ряде других процессов, позволивших построить рассмотренную здесь схему. А сейчас, поскольку в ракетных экспериментах обнаруживают отрицательные ионы с большой массой, активно ведутся поиски процессов связкообразования с участием отрицательных ионов. Таким образом, аэрономические проблемы физикохимии отрицательных ионов в области D стимулируют развитие экспериментальных и теоретических исследований ионной кинетики. И в этом, так сказать, положительная сторона существования в земной ионосфере отрицательных ионов. Отрицательные же стороны должны быть очевидны для всех, кто прочтет эту главу...

И вновь о коэффициенте рекомбинации

Мы уже знаем о "важном параметре с длинным названием" - эффективном коэффициенте рекомбинации α'. До сих пор он интересовал нас только выше 100 км, в областях Е и F. Настало время поговорить об этом параметре в сложных условиях D-области. В том, что условия сложные, убеждает все сказанное ранее в данной главе. Насколько при этом все непросто и с эффективным коэффициентом рекомбинации, должен показать этот параграф.

Прежде всего, сложности начинаются с обозначений. Выше 100 км эффективный коэффициент рекомбинации обозначают α' или в худшем случае (если есть проблемы с печатанием штриха) αэф. И никому не придет в голову называть его, скажем, φ или k.

А вот в области D существуют два обозначения: α' (или, что то же, αэф) и ψ. Но дело, конечно, не в самом факте существования двух букв - символов для одного параметра (это-то пережить можно!), а в том, что разные авторы вкладывают разный смысл в само понятие "эффективный коэффициент рекомбинации" и связывают различие в смысле с различием в обозначениях. Чтобы объяснить это подробнее, вернемся на время к простенькой математике уравнения непрерывности.

Уравнение непрерывности для электронов в случае отсутствия отрицательных ионов и при пренебрежении динамическими процессами имеет вид

Формула 38

Здесь за α' стоит совокупность процессов диссоциативной рекомбинации, приводящих к гибели заряженных частиц.

В области D время жизни заряженных частиц за счет очень быстрых фотохимических процессов мало. А значит, динамика не может угнаться за фотохимией и в уравнении (38) ее можно не учитывать. Но вот отрицательные ионы... Они-то и порождают, как мы знаем, добрую половину проблем D-области. Как они повлияют на вид уравнения (38)? Ведь теперь существуют уже два процесса гибели заряженных частиц: известная нам диссоциативная рекомбинация и взаимная нейтрализация положительных и отрицательных ионов.

Оказывается, уравнение непрерывности теперь выглядит несколько иначе:

Формула 39

Здесь все обозначения нам знакомы, кроме авз - коэффициента скорости той самой реакции взаимной нейтрализации между Х- и Х+. Уравнения (38) и (39) очень похожи по форме. Разница лишь в том, что в последнем случае перед множителем [е]2 стоят два множителя, а не один. И если один из множителей обозначить α', то подобие двух формул будет почти полное. Вот только какой из множителей назвать эффективным коэффициентом рекомбинации и как обозначить? Тут-то и зарыта собака. Одни исследователи, сохраняя единство формы записи уравнения непрерывности для всех ионосферных областей, называют эффективным коэффициентом рекомбинации и обозначают α' все выражение (1+λ) (α*+λαвз), стоящее перед [е]2. В этом случае, естественно, уравнение (39) просто превращается в уравнение (38). Другие же исследователи всю величину (1+λ) (α*+λαвз) обозначают ψ, а под α' понимают только(α*+λαвз), причем разные авторы, использующие эти обозначения, не сходятся в том, какой из параметров (α' или ψ)) следует считать (и называть) эффективным коэффициентом рекомбинации. Представляете, какая получается путаница! Чтобы избежать ее по крайней мере на этих страницах, мы будем следовать первой из описанных точек зрения и считать, что эффективный коэффициент рекомбинации α' равен (1+λ) (α*+λαвз).

Покончив для себя с терминологической путаницей, давайте вернемся к физике. О чем говорят нам уравнения (39) и (38)? О том, что в равновесных условиях (d[e]/dt=0) электронная концентрация на заданной высоте в области D должна быть пропорциональна корню квадратному из g. Если, конечно, эффективный коэффициент рекомбинации на этой высоте не меняется с изменением условий. Долгое время так и считали, поскольку по сути своей α должен являться константой, характеризующей данную высоту. Однако новые данные принесли и новые идеи...

Попробовали сопоставить изменения во времени g и [е] на фиксированных высотах (естественно, для этого надо уметь одновременно измерять оба параметра - задача очень непростая!). И, о ужас, получили совсем другую связь между [е] и g, чем ожидалось. Не g∞[e]2 (как дает (39) при d[e]/dt=0 и α' = const), а g∞[e]. И вывод с большой точностью получился одинаковый, хотя разные авторы, проводившие такие сравнения, использовали разные условия и различные наборы данных о g и [е]. Никуда не денешься, для высот 65-85 км получается линейная связь между скоростью ионизации и электронной концентрацией. Как же это увязать с уравнением (38)? Возможность только одна - предположить, что α' не постоянен, а зависит от условий и изменяется (на заданной высоте) примерно обратно пропорционально электронной концентрации (α'∞1/[е]).

Вывод, на первый взгляд, весьма одиозный. Однако, оглядевшись вокруг, ученые нашли этому выводу ряд подтверждений среди других фактов. Например, во время солнечных вспышек.

Известно, что на солнечные вспышки сильнее всего реагирует именно область D. Испущенное во время вспышки мощное рентгеновское излучение относительно свободно проходит основную часть ионосферы, но, поглощаясь на высотах 70 - 90 км, приводит к резкому увеличению ионизации на этих высотах. Сам эффект был известен давно. Но лишь относительно недавно, когда стали контролировать поток рентгеновского излучения Солнца на искусственных спутниках Земли, удалось сделать количественное сравнение степени возрастания g и [е] (большой вклад в это внесли индийский ученый А. Митра и его сотрудники).

Оказалось, что эффективный коэффициент рекомбинации, вычисленный из

Эффективный коэффициент рекомбинации

по наблюденным g и [е], во время вспышки не остается постоянным. Величина α=g/[e]2 падает с развитием эффекта вспышки (см. рисунок) и достигает минимума примерно тогда же, когда наблюдается максимум электронной концентрации. Значит, мы приходим к тому же выводу, что и раньше (но теперь для специфических условий вспышки, где надежность экспериментальных данных выше), - с увеличением [е] падает α'. Значит, изменчивость α' и обратная зависимость его от изменения [е] - факт, видимо, реальный.

Вспышка

Как всегда, обнаружив экспериментальный факт, обратились к теории. Что она может на это сказать? Может ли (и если да, то чем) быть вызвано изменение α' в зависимости от условий? Теория ответила, что этот вопрос должен по-разному решаться на высотах, где есть отрицательные ионы и где их практически нет. Следуя за ней, и. мы рассмотрим вопрос отдельно для верхней и для нижней частей области D, взяв, как мы договорились, в качестве характерных высот 80 и 70 км соответственно.

Итак, 80 км. Отрицательных ионов (по крайней мере, днем) нет - λ≈0. Из всех членов в выражении

Формула 40

остается только α*.

Вполне естественно, эффективный коэффициент рекомбинации определяется константой диссоциативной рекомбинации положительных молекулярных ионов (чему же еще рекомбинировать, если нет отрицательных ионов!). Но каких именно "положительных молекулярных" ионов? Ведь на высоте 80 км наряду с обычными ионами N0+ и О2+ есть и ионы-связки!

Здесь-то и лежит ключ всей проблемы. Ионы-связки, согласно лабораторным данным, рекомбинируют с электронами гораздо охотнее ионов NO+ и О2+, причем чем сложнее связки, тем выше соответствующая константа а*. В пределе при массе ионов-связок около 100 а. е. м. и выше величина α* стремится к 10-5 см3×с-1. Напомним, что в реальной D-области существуют, скорее всего, именно сложные ионы-связки, поэтому можно эту величину α*св =10-5 см3×с-1 принять для наших рассуждений как характерную величину константы диссоциативной рекомбинации ионов-связок.

Ну а величины α* для обычных ионов обсуждались в предыдущих главах. С учетом температуры области D величина α* для нормальных ионов будет равна примерно 5×10-7 см3×с-1. Разница в константах диссоциативной рекомбинации нормальных ионов и ионов-связок, как видим, очень велика - в 20 раз.

Вот где возможное объяснение изменчивости α' на 80 км! Оно - в изменчивости ионного состава, т. е. соотношения между ионами-связками и нормальными ионами. Захватят власть ионы-связки ([св+]≈[Х+])- и эффективный коэффициент рекомбинации определяется диссоциативной рекомбинацией этих ионов α'≈α*cв =10-510-5 см3×с-1. Доминируют нормальные ионы ([NO+ + O2+]=[Х+])- и α'≈α*нор=5×10-7 10-5 см3×с-1. Между этими крайними случаями возможны, конечно, все промежуточные. Насколько реальна подобная изменчивость, мы уже знаем, поскольку об этом рассказывалось ранее. Правда, измерить ионный состав D-области во время вспышки пока никто не мог (да и не пытался, вероятно, слишком сложно это - поймать нужный момент). Но вот анализ всех измерений ионного состава в разных условиях нам тут весьма поможет. Ведь этот анализ как раз выявил падение относительного количества ионов-связок f+ с ростом электронной концентрации. Качественно это именно то, что нам нужно. Чем выше [e], тем меньше ионов-связок, а значит, тем меньше α'. И наоборот.

Доминмрывание ионов

Итак, все очень хорошо сходится. И уменьшение g/[e]2 во время вспышек, и линейная связь между g и [е] в верхней части области D объясняются наблюдаемым экспериментaльно изменением ионного состава - уменьшением количества быстро рекомбинирующих ионов-связок при увеличении g и [е]. Это очень важный вывод. Он позволяет теперь всю совокупность данных о g, [e] и ионном составе рассматривать под единым углом зрения, соединить их в одну проблему. Решение проблемы упирается, очевидно, в вопрос о том, почему соотношение между обычными ионами и ионами-связками меняется так, а не иначе. А это в свою очередь связано с поиском путей образования ионов-связок из О2+ и NO+, о чем мы уже рассказывали в этой главе. Таким образом, изучение фотохимических реакций образования ионов-связок становится ключевым моментом для всей проблемы цикла ионизационно-рекомбинационных процессов в верхней части D-области.

Ну а может ли α' на высоте 80 км быть больше 10-5 см3×с-1? Оказывается, может. Но только если в игру вступят отрицательные ионы. Они, как мы говорили, могут играть некоторую роль на этой высоте в сумерках и ночью. Если λ>1, то, согласно уравнению (40), эффективный коэффициент рекомбинации будет в (1+λ) раз больше, чем величина α*. Таким образом, в некоторых случаях не без помощи отрицательных ионов величина а! на высоте 80 км может достигать 10-4 см3×с-1.

Внимательному читателю уже, вероятно, ясно, как должен решаться вопрос о причинах изменения эффективного коэффициента рекомбинации α' в нижней части D-области. Изменением состава положительных ионов тут делу не поможешь. Практически при всех условиях доминируют ионы-связки, поэтому α* в выражении (40) можно считать почти постоянным и равным α*св. Но зато появляется другой фактор, который может изменяться, - λ. Вот его то и обвиняют в наблюдаемой изменчивости α' на высоте 70 км. Конкретно это означает, что во время солнечной вспышки на высоте 70 км величина λ должна (чтобы объяснить уменьшение α') падать примерно в 5 раз.

Следующий естественный вопрос: что же вызывает падение величины Я? Но для ответа на него необходимо построить полную схему преобразования отрицательных ионов. А это, как мы знаем из предыдущего параграфа, дело, увы, пока далекое от завершения...

Эта неприятная окись азота

Если, как мы говорили, из всех ионосферных областей больше всего хлопот и экспериментаторам, и теоретикам доставила область D, то среди нейтральных частиц первенство по "вредности", несомненно, держит окись азота.

Трудности, возникающие при изучении окиси азота в верхней атмосфере, очень похожи на трудности в постижении природы и поведения области D. Точно так же экспериментальный подход упирается в технические проблемы, а взгляды на теорию претерпевают в течение последних 10 - 15 лет непрерывные изменения, поэтому не удается построить надежных теоретических моделей.

Посмотрим подробнее, в чем же тут дело. Земная атмосфера, как известно, представляет собой смесь в основном азота и кислорода. В такой кислородно-азотной смеси азотные и кислородные частицы, взаимодействуя между собой, неизбежно должны образовывать смешанные продукты - различные окислы азота. Последние обладают большой химической активностью и поэтому вновь легко взаимодействуют с другими атмосферными составляющими- О, O2, N и т. д., что приводит к целой системе сложных фотохимических превращений. Так начинается вся эта "кухня" с окислами азота.

Пути образования NO

Но здесь есть одна тонкость. Молекулярный азот, составляющий большую часть атмосферного газа ниже 100 км, очень инертен. Он ленив, он не хочет вступать ни в какие соединения. Если бы азот на всех высотах в атмосфере существовал только в форме молекул, описанных в этом параграфе, проблем просто не существовало бы, так как не существовало бы практически ни N0, ни других азотных окислов. Но все дело в том, что азот, хотя и слабо, подвержен диссоциации. Молекула N2 под воздействием внешних агентов может распадаться на два атома N, хотя и гораздо менее охотно, чем молекула кислорода. И вот эти порожденные диссоциацией атомы N своей активностью с лихвой компенсируют инертность их родителя - N2. Они готовы взаимодействовать с чем угодно, и с большой эффективностью. Именно они - то и "раскачивают" достаточно инертную систему N2 + O2 и служат инициаторами и активными участниками сложной и разветвленной цепи реакции, в которой замешана интересующая нас окись азота. Действительно, посмотрите на рисунок, на котором представлена примерная схема процессов, происходящих в кислородно-азотной смеси, когда в ней появляется атомный азот. Что и говорить - запутанная картина! Трудно даже понять, что из чего получается, и что во что переходит. Ясно только, что окись азота вовлечена в эту схему очень сильно. И начинать теоретическое изучение распределения N0 надо с процесса диссоциации N2, поскольку атомы N, как мы уже знаем, заваривают всю эту кашу. Но посмотрите вновь на рисунок. Одним из путей образования N0 является реакция О2 с атомами азота

Формула 41

а одним (и весьма важным) из путей гибели - реакция соединения с N

Формула 42

Значит, N и N0 оказываются тесно связанными. Мы рассматриваем здесь только процессы с участием нейтральных частиц. А когда к делу подключатся еще и заряженные частицы, связь между окисью азота и атомным азотом становится еще более тесной и сложной. Мораль проста: невозможно всерьез обсуждать отдельно фотохимию N и N0, приходится говорить о всем цикле процессов с участием азота и его окислов. В этом-то и состоит основная трудность проблемы N0. Решение этой проблемы исторически идет по пути своего рода соревнования между измерениями количества окиси азота и усовершенствованием теории указанного цикла процессов.

Первыми рассмотрели схему реакций с участием N и N0 классики аэрономии англичанин Бейтс и бельгиец Николе. Они получили, что в области D концентрации окиси азота относительно малы и не превосходят 106 молекул на кубический сантиметр. Такой вывод был очень важен, поскольку он показывал, что N0 не может играть существенной роли в образовании области D, Это привело к проблеме дополнительного источника ионизации, описанной в предыдущей главе. Но был ли такой вывод правильным?

Поначалу казалось, что это так. Первое экспериментальное определение количества N0, сделанное японскими учеными, подтвердило выводы теории: количество окиси азота ниже 85 км не превышает 106 см-3.

Здесь следует сделать небольшое отступление - сказать о трудностях измерения N0 в верхней атмосфере. Мы знаем, что основной метод исследования состава атмосферы - масс-спектрометрический. Но окись азота, как бы много внимания ей ни уделяли ученые, является малой составляющей атмосферы. Это означает, что ее концентрации на несколько порядков меньше концентраций основных составляющих атмосферного газа - молекулярного азота и кислорода. Например, на высотах области D, о которых пока в основном ведется наш рассказ, на одну молекулу N0 приходится по меньшей мере 106 (миллион!) частиц N2 и О2. Попробуйте из миллиона частиц выловить одну молекулу N0! Масс-спектрометрам пока это еще не под силу. Да и работают масс-спектрометры ниже 100 км, как мы знаем, весьма неохотно и требуют специальных ухищрений в виде откачных устройств, охлаждения и т. д. Значит, масс-спектрометрический путь определения количества N0 не годится. Нужен метод измерения, позволяющий выделять молекулы окиси азота среди большого количества других частиц. Таким методом в принципе является оптический метод.

Каждая частица (атом или молекула) имеет свой особый спектр поглощения (или излучения), свой "оптический паспорт". Нужно только найти характерные черты этого спектра и произвести измерения в соответствующем интервале длин волн. Эти черты были найдены в виде так называемых γ-полос N0 в ближней ультрафиолетовой части спектра (1800 - 2100 Å). Если аккуратно измерить поглощение атмосферы на различных высотах в указанном интервале длин волн (скажем, с помощью фотометра, поднятого на ракете), то его можно пересчитать в концентрации N0, поскольку именно окись азота служит основным поглощающим агентом в этом интервале λ. Такова идея оптического метода. Но, как обычно, между идеей и ее воплощением стоят серьезные трудности. Они связаны в основном с двумя факторами - калибровкой фотометра и учетом фона рассеянного света, т. е. паразитного сигнала, вызванного излучением, попавшим в прибор помимо поглощающего слоя N0.

Эти экспериментальные трудности и приводят к тому, что к каждому конкретному измерению концентрации N0 приходится относиться с определенной осторожностью. До самого недавнего времени считалось также, что именно с этим связаны в большинстве случаев различия в результатах измерений. Мы вернемся к этому в дальнейшем.

В 1959 году группа японских исследователей опубликовала первые экспериментальные оценки количества N0 в верхней атмосфере. Они использовали весь интервал спектра 1800 - 2100 Å и измеряли суммарную концентрацию окиси азота в столбе атмосферы высотой около 25 км. Эти оценки совпали с теоретическими оценками того времени.

Благополучие это, однако, длилось лет пять. В 1964 году американский ученый Барт опубликовал результаты более тщательных измерений концентраций NO тем же методом. Однако он использовал поглощение в отдельных, более узких полосах и уделил большее внимание вопросу фона рассеянного излучения. Измерения Барта поколебали казавшееся прочным здание фотохимической теории. Согласно его измерениям, количество NO на высотах 75 - 100 км составляет 4×107 см-3, что в 40 раз выше верхнего предела, данного в японской работе. Ситуация резко изменилась. Во-первых, обнаружилось существенное различие между теорией и экспериментом. Во-вторых, стало ясно, что окись азота может играть роль в поддержании ионизации в области D. Как развивалась вторая сторона проблемы, мы уже видели в предыдущей главе. Ну а конфликт между теорией и экспериментом?

Вслед за Бейтсом и Николе многие ученые пытались строить теоретические модели распределения NO на базе схемы фотохимических превращений. И все модели с небольшими вариациями приводили к малым значениям [NO] ниже 100 км, лежащим в пределах 105 - 106 молекул на кубический сантиметр. Надо было искать дополнительный источник окиси азота. Где же его искать? Все варианты комбинаций между N, О и окислами азота в классической схеме тщательно рассмотрены. Требовалась какая-то принципиально новая идея. И такая идея появилась. Ее высказали американские ученые Хантен и МакЭлрой. Что, предположили они, если участвующая в реакции (41) молекула кислорода будет находиться не в обычном, основном, состоянии, а в возбужденном? Скажем, в состоянии О2(1Δg)-наиболее распространенном состоянии возбуждения O2 в верхней атмосфере. Как будет тогда протекать реакция? Есть все основания полагать, что эффективность процесса (41) должна быть на несколько порядков выше, чем в случае невозбужденного кислорода. Но вот на сколько? Покроет ли этот выигрыш в эффективности реакции дефицит в количестве исходных продуктов - ведь возбужденных молекул О2(1Δg) много меньше, чем невозбужденных? Стали считать. Концентрации О2(1Δg) в атмосфере известны (мы поговорим подробнее о возбужденных частицах в конце главы). Значит, можно легко оценить, какая константа скорости реакции

Формула 43

нужна, чтобы обеспечить необходимую скорость образования N0.

Оказалось, что нужно, чтобы величина аз составляла примерно 10-11-10-13см3×с-1 (у разных авторов получались несколько различные оценки из-за неопределенности исходных данных). Эта величина в принципе вполне реальна с точки зрения кинетики реакций, поэтому "вплоть до выяснения" решили, что недостающий механизм генерации окиси азота найден.

Но "выяснение" не замедлило прийти. В лаборатории померили константу реакции (43), и она оказалась равной 3×10-15см3×с-1. На порядки величины ниже, чем необходимо! Новый механизм оказался непригодным для объяснения высоких концентраций окиси азота.

А сами концентрации N0? Не претерпели ли за это время изменений взгляды на их величину? Здесь тоже развернулась бурная дискуссия. Американец Пирс оптическим методом получил [NO]≈109 см3 на высотах области D. Тут уж начался настоящий бум. С одной стороны, нет удовлетворительного механизма, объясняющего даже относительно скромные величины Барта. С другой - возникают совершенно неожиданные сложности с ионизацией в области D. Словом, данные Пирса были признаны завышенными и вину свалили на учет все того же пресловутого фона рассеянного света. Поддержкой такой концепции явился и эксперимент бразильского ученого Мейра. После тщательного учета фона рассеянного света он получил концентрации NO, лежащие между 107 и 108 см-3. Это еще куда ни шло. Во всяком случае, отпали трудности с чудовищными скоростями ионизации на высотах 80-90 км.

Измерения Мейра были признаны наиболее тщательными и на некоторое время приняты в качестве эталона. Правильность их подтверждал и тот факт, что нижний конец кривой Мейра хорошо состыковался с результатами измерений на малых высотах (40 - 65 км) совершенно иным методом.

С данными Мейра стали сравнивать возможности теории. А теория, как мы помним, зашла в тупик в вопросе с реакцией (43), и вновь остро встала проблема источника окиси азота. Пришлось вернуться к исходной реакции (41) между O2 и N. Как повысить ее эффективность? Для невозбужденных О2 и N константа скорости α4 составляет при температуре области D примерно 10-16 см3×с-1. Если возбуждена молекула О2, то эффективность реакции возрастает до 3×10-15 см3×с-1, но этого, как мы видели, недостаточно. А если возбужден атом азота? Такая реакция

Формула 44

тоже возможна. И, согласно лабораторным данным, идет она довольно эффективно: α4 = 6×10-12 см3×с-1. Но одной эффективности мало. Чтобы оценить вклад этой реакции в образование NО, необходимо знать, какова концентрация исходных продуктов О2 и N (2D) в атмосфере. С О2 проблем нет. А вот возбужденный азот... Его концентрации практически неизвестны. И для высот меньше 100 км не видно даже метода, которым концентрации N(2D) можно было бы измерить. Значит, вновь надежда только на теорию. Теория привела, однако, к парадоксальному выводу: возбужденные атомы N(2D), являющиеся источником окиси азота по реакции (44), образуются в основном из ионов NO+, которые в свою очередь образуются (по крайней мере, на высотах области D) из нейтральных молекул N0. Замкнутый круг!

Образование NO

Пришлось включать в рассмотрение и реакции с участием заряженных частиц, что привело к современной схеме процессов, включающей как N, N(2D) и N0, так и положительные ионы. Эта схема изображена на рисунке. Мы видим, что все интересующие нас компоненты в этой схеме взаимосвязаны. Чтобы найти нужные нам концентрации отдельных составляющих, приходится решать довольно громоздкую систему уравнений, вытекающую из указанной схемы. Задача сложная, но вполне разрешимая.

Соответствующие расчеты были сделаны, и они показали, что теория на данном этапе хорошо согласуется с результатами эксперимента Мейра. Более того, выше 140 км удалось измерить концентрации возбужденных атомов N(2D) оптическим методом. И по этому параметру теория и эксперимент оказались в хорошем согласии. Остается еще третья интересующая нас в этой главе компонента - атомный азот N в основном состоянии. Но по нему, как мы увидим далее, пока нет надежных экспериментальных данных, значит, и говорить о контроле теории экспериментом пока нельзя.

Каково же на сегодняшний день положение с теорией и измерениями окиси азота?

Фотохимию N0 мы уже обсудили. Пока это лучшее, что есть. Но уже видны некоторые подводные камни. Например, роль реакции

Формула 45

передающей возбуждение от атомов азота к атомам кислорода.

Насколько она эффективна? Ведь в описанной выше схеме считается, что все образующиеся атомы N(2D) превращаются в N0 по реакции (44). Но если реакция с О идет достаточно быстро, часть атомов N(2D) будет "утекать" из канала образования N0 и наша схема опять нарушится - будет вновь не хватать мощности источника образования окиси азота. Вопрос, таким образом, упирается в эффективность реакции (45), но эта эффективность, увы, пока неизвестна.

Что касается экспериментальных данных, то здесь появилось много интересного. Американским ученым со спутника удалось провести многочисленные и, видимо, надежные оптические измерения распределения окиси азота с высотой выше области Е.

Одним из важных выводов, полученных в результате измерений, является вывод о том, что существуют небольшие, но хорошо выраженные широтные вариации концентрации N0. В полярной области [NO] оказались систематически в 2 - 3 раза выше, чем в средних широтах. Вывод этот существен по двум причинам. Во-первых, он - свидетельство пространственной изменчивости NO. В совокупности с косвенными оценками, о которых мы поговорим ниже, это заставляет рассматривать окись азота как очень динамичную компоненту. Во-вторых, он ставит под сомнение результат, полученный несколько лет назад. На ракетах во время полярного сияния были измерены огромные концентрации N0 в области Е ([NO] оказалась примерно равна [О2], что в 105 раз больше, чем в средних широтах!). Предполагалось, что столь высокие [NO] обязаны своим происхождением очень эффективному образованию атомов N(2D) вторгающимися потоками частиц. Но частицы (и в первую очередь электроны) вторгаются в полярную ионосферу довольно регулярно. И тем не менее измерения на спутнике ничего сравнимого с ракетным экспериментом не обнаружили. Пришелся ли этот эксперимент на уникальные условия или он был ошибочным? Пока нельзя сказать окончательно, но с точки зрения наших сегодняшних знаний вероятнее второе.

Итак, выше области Е мы теперь имеем целый набор измерений количества окиси азота. А в самой области Е и ниже? Про прямые измерения NO оптическим методом на этих высотах мы уже говорили. Но в последнее время появилось много косвенных оценок [NO] в Е- и D-области. И эти оценки заставили по-новому взглянуть на проблему экспериментальных определений [NO] в целом. Выше мы видели, как активно окись азота вмешивается в вопросы ионизации, рекомбинации и образования ионов-связок. А раз так - любые вариации количества NO должны находить отражение в поведении различных ионосферных параметров. Простейший пример: отношение двух основных молекулярных ионов NO+ и О2+ на высотах 85 - 120 км. Оно прямо зависит от концентрации окиси азота, которая превращает O2+ в NO+:

Формула 46

Значит, анализ отношения [NO+]/[O2+], которое получается во всех экспериментах по измерению ионного состава, может дать столь нужные нам сведения о количестве и вариациях [NO].

Ниже 85 км все обстоит несколько сложнее из-за уже известных нам трудностей ионной химии области D. Но и здесь удается проследить за поведением NO на основании измерений концентрации заряженных частиц.

Что же дали все эти косвенные оценки? Совершенно неожиданный результат: окись азота - очень изменчивая компонента атмосферы. В области Е уже обнаружены суточные, сезонные и связанные с солнечной активностью вариации [NO]. В области D получены широтные вариации и вариации с солнечной активностью, а также сильные изменения [NO] во время явлений зимней аномалии и стратосферных потеплений. При этом в ряде случаев амплитуда вариаций может быть очень велика. Например, во время явления зимней аномалии получены концентрации N0 порядка 109 см3×с-1, что на полтора порядка выше, чем в невозмущенных условиях.

Из факта существования таких сильных вариаций концентраций NО в области Е и особенно в области D непосредственно следуют два вывода. Первый вывод: необходимо пересмотреть подход к экспериментальным определениям [NO]. Действительно, вправе ли мы теперь ожидать согласия (близкого совпадения измеряемых концентраций) между различными экспериментами? Очевидно, нет. Если концентрации NO столь изменчивы, различие в результатах может свидетельствовать лишь о разных условиях проведения экспериментов, а не о неточности одного из измерений. Такой подход легко объясняет часть противоречий, рассмотренных выше и приписанных трудностям калибровки, учета фона рассеянного излучения и т. д. Второй вывод касается процессов, контролирующих распределение [NO]. Фотохимию окиси азота мы обсудили выше. Но могут ли только фотохимические процессы обеспечить такую сильную изменчивость концентрации NО? Сегодня мы отвечаем на этот вопрос отрицательно. Стало быть, надо рассмотреть возможности других процессов - динамических.

На концентрации нейтральных частиц в верхней атмосфере могут влиять три типа процессов: молекулярная диффузия, турбулентная диффузия и горизонтальный перенос. Роль каждого из этих процессов определяется временем жизни данных частиц М относительно соответствующего процесса. Относительно какого процесса время жизни меньше, тот и определяет на данных высотах распределение [М]. В случае N0 мы можем довольно аккуратно сравнить времена жизни относительно молекулярной диффузии и фотохимии. Они оказываются равными на высоте около 200 км. Выше доминирует молекулярная диффузия, которая и определяет вертикальный профиль [NO]. Ниже - фотохимия. До каких пор? Пока ее не "переможет" турбулентная диффузия. Но сделать точные оценки этой высоты труднее, поскольку все еще нет надежных данных о коэффициенте турбулентной диффузии, а он-то как раз и определяет необходимое нам время жизни. Можно лишь утверждать, что в области D концентрации окиси азота контролируются именно турбулентной диффузией, которая вместе с фотохимией контролирует, видимо, профиль [N0] и в нижней части области Е.

Помогает ли все это объяснить сильную изменчивость [NO] в областях D и Е? Видимо, нет. Правда, неопределенность с коэффициентом турбулентной диффузии оставляет некоторые возможности для объяснения изменчивости [NO] вариациями этого коэффициента, но в целом в настоящее время считается неизбежным привлекать для объяснения этой изменчивости процессы горизонтального переноса. Увы, дальше этого дело пока не идет. Мы не знаем ни эффективности процесса, ни причины его изменчивости, ни места, откуда, скажем, поступают молекулы N0, создающие высокие концентрации в тех или иных условиях. Вопросов, подобных этим, много. Однако пристальное внимание к проблеме вариаций окиси азота в нижней ионосфере обещает в ближайшее время ответы (и, возможно, очень интересные) по крайней мере на некоторые из них.

Сколько в атмосфере атомного азота?

Вопрос о количестве атомов азота, как уже говорилось, весьма важен для всей проблемы окиси азота. Как обе проблемы решаются в совокупности на основе современной фотохимической теории, мы знаем. Всякая теория проверяется экспериментом. Современная схема процессов с участием N и NО дала разумное согласие с результатами измерений [NO] и [N(2D)]. А как с измерениями невозбужденных атомов N?

Оказывается, измерять концентрации N гораздо труднее, чем концентрации тех же атомов в возбужденном состоянии N(2D), хотя последние составляют лишь малую долю N. Причина тут проста: возбужденные атомы излучают запасенную ими энергию, переходя снова в атомы в основном состоянии. В случае N(2D) это будет зеленая линия с длиной волны 5200 Å. Именно ракетные измерения этой линии и дали упоминавшиеся нами данные о распределении [N(2D)] в атмосфере выше 140 км.

Измерение концентрации N

А обычные атомы азота? Оптическими методами определить их концентрацию очень трудно. Значит, остается основной метод изучения состава верхней атмосферы - масс-спектрометрический. Именно с ним, вернее, с полученными этим методом результатами и связаны сейчас основные проблемы атомного азота выше 100 км.

Масс-спектрометр регистрирует частицы в соответствии с их отношением массы к заряду. (В случае измерения ионного состава ионы поступают прямо из окружающей атмосферы, так сказать, в готовом виде. Когда исследуется нейтральный состав газа, включается специальный ионный источник, превращающий путем ионизации пучком электронов входящие нейтральные частицы в заряженные, которые и поступают в анализатор прибора.)

За условную единицу принято отношение массы к заряду у атома водорода, поэтому соответствующие массовые числа составляют 1 для Н, 2 для Н2, 14 для N, 16 для О, 28 для N2, 30 для NO, 32 для O2 и т. д.

С помощью масс-спектрометра в принципе можно проводить как абсолютные измерения (т. е. прямо получать количество, скажем, атомов О или молекул N2 в кубическом сантиметре), так и относительные. В последнем случае получают соотношение между концентрациями различных компонент, например тех же О и N2.

Обычно масс-спектрометр выполняет именно относительные измерения.

Все было бы хорошо и никаких трудностей с измерением концентраций N не возникало бы, если бы пик атомного азота на масс-спектрограммах образовывался... только из атомного азота. Выясняется, однако, что это не так. Как показали калибровки в лаборатории на спектрах контрольной смеси, в которой заведомо нет атомов N, а есть лишь N2, тем не менее наблюдается пик с массовым числом 14. Откуда он берется? Видимо, это побочный продукт воздействия электронов ионного источника. В самом приборе происходит разрушение части молекул N2 и образование атомов N, которые не имеют ничего общего с реальным существованием атомного азота в атмосфере.

Атомный азот

Лабораторные калибровки дали величины I14/I28 порядка 1 - 3%. Несколько паразитных частиц с М=14 на 100 молекул азота. А на полетных спектрах это отношение, как правило, оказывалось несколько выше (в среднем от 3 до 5 - 6%). Казалось бы, отнести разницу за счет атмосферных

атомов азота - и вот вам готовое отношение [N]/[N2] в атмосфере.

Однако у многих исследователей появились сомнения. Во-первых, несколько процентов от концентрации N2 - это довольно много для атомного азота, особенно в нижней части измерений, в области Е. Скажем, на высоте 130 км 1% от концентрации N2 составляет 1010 см-3. Это много больше, чем дают даже грубые теоретические модели распределения [N]. Во-вторых, отношение I14\I28 обнаружило сильные вариации от эксперимента к эксперименту, то поднимаясь до высоких значений, превосходящих 10%, то опускаясь до лабораторных величин. Как-либо разумно объяснить эти вариации, связать их с изменением состояния атмосферы, не удавалось.

И вот мнения специалистов по масс-спектрометрии разделились. Большинство предпочло воздержаться от анализа данных по I14\I28 и определения по ним количества атмосферного атомного азота.

Однако некоторые исследователи склонны приписывать полученную разницу между лабораторными и наблюдаемыми значениями I14\I28 целиком вкладу атмосферного атомного азота. Естественно, в этом случае получаются высокие [N]/[N2], порядка нескольких процентов, или, что то же (поскольку мы здесь можем считать концентрации N2 известными с хорошей точностью), высокие концентрации атомов азота, на 2, а то и на 3 порядка большие, чем дает современная фотохимическая теория. Можно ли подправить теорию, чтобы получить более близкие к эксперименту значения? Оказывается, нет. Существует принципиальная трудность, связанная реакцией (42). В этой реакции происходит одновременная гибель атомов N и молекул N0. Константа скорости реакции известна из лабораторных измерений и равна 2×10-11 см3×с-1. Помножив концентрацию N на концентрацию NO и на эту величину, мы, естественно, получим скорость гибели N и NО. В условиях равновесия эта скорость должна компенсироваться скоростями образования соответственно атомов N и молекул NО.

Взяв концентрации окиси азота, описанные выше, и концентрации N, измеренные в масс-спектрометрических экспериментах, мы получим очень высокие скорости гибели N и NO. Так, на высотах 150 - 160 км величина [N][NO]α2 будет составлять 104 - 105 см-3×с-1. Это очень много. Никакие известные механизмы (включая и реакцию с возбужденным азотом N (2D)) не способны обеспечить столь высокую скорость образования окиси азота на этой высоте. Аналогичная картина наблюдается и на других высотах, где значения [N] высоки. Чтобы показать, что полученные высокие значения [N][NO]α2 невозможно принять с точки зрения скорости образования N, нам необходимо подробнее рассмотреть вопрос, откуда берется атомный азот.

Действительно, мы рассматривали присутствие в верхней атмосфере атомов азота как нечто заданное свыше, как нечто само собой разумеющееся. Теперь настало время подумать о том, как, в результате каких процессов, появляются в атмосфере атомы N.

Мы знаем, что в атмосфере начиная с некоторых высот активно идет диссоциация молекулярного кислорода. В результате этого процесса, вызываемого солнечным ультрафиолетовым излучением, молекулы O2 распадаются на два составляющих их атома О. Процесс этот идет настолько эффективно, что уже на высотах 130- 140 км концентрации О и O2 сравниваются, а выше кислород в атмосфере присутствует в основном в виде атомов.

Так может, подобное же происходит и с азотом? Может, зарегистрированные масс-спектрометрами относительно высокие концентрации N есть лишь отражение эффективно идущей диссоциации N2?

Диссоциация N2

Оказывается, нет. Молекулу N2 мы не раз называли "ленивой" за ее нежелание вступать в различного рода реакции. Не изменила она себе и в этом случае. Молекулярный азот активно не хочет подвергаться диссоциации солнечным излучением. В этом отношении он полностью игнорирует пример своего коллеги молекулярного кислорода. Если для O2 коэффициент диссоциации составляет около 10-5 с-1 (вероятность диссоциации под действием солнечного излучения в расчете на одну молекулу), то для N2 эта величина равна всего лишь 10-12 с-1. Разница, как видите, весьма внушительная - в миллион раз.

Простой расчет показывает, что если бы в атмосфере действовала только диссоциация N2 солнечным излучением (так называемая фотодиссоциация), то концентрации атомов азота в верхней атмосфере были бы ничтожно, неизмеримо малы.

На самом деле на помощь фотодиссоциации приходит диссоциация N2 в результате цикла ионных реакций. Действительно, посмотрите на эти реакции, о которых мы говорили в главе 4:

Формула 47

Здесь в левой части в качестве исходных материалов стоит N2 или полученные из него ионы N2+ и NO+. А в правой части в качестве получаемых продуктов - атомы N. Таким образом, ионизационно-рекомбинационный цикл процессов выше 100 км непрерывно и неуклонно ведет к важному побочному результату - перемалыванию молекул N2 в атомы N. Так, молекула N2, которая, как мы видели, успешно сопротивляется фотодиссоциации, не в силах устоять перед более мощным механизмом диссоциации в ионных реакциях.

Итак, механизм диссоциации N2 нам теперь известен. Можем ли мы, не вдаваясь в детали, оценить скорость диссоциации N2, а значит, и скорость образования N? Оказывается, можем. Выше некоторого уровня основными ионами, образующимися в процессе ионизации, являются ионы N2+ и О+. Но именно эти ионы в ходе описанных выше реакций и приведут к преобразованию N2 в N. Значит, практически почти каждый акт ионизации ведет к разрушению одной молекулы азота N2 и к образованию взамен двух атомов N. И мы можем в первом приближении положить, что скорость образования N равна удвоенной общей скорости ионизации g. На самом деле (за счет добавки ионов О2+, которые не приводят к диссоциации N2) эта скорость несколько меньше, чем 2g, и уж, конечно, никогда не может быть больше.

Скорости ионизации нам известны достаточно хорошо. Мы можем положить, что на выбранной нами высоте величина 2g заведомо не превышает 4×103 см-3×с-1. Сравнивая это значение с полученной выше величиной [N][NO]α2 = 104÷105 см-3-с-1, мы приходим к неутешительному выводу, что и с точки зрения скорости образования атомов N последняя величина слишком (на порядок!) высока. Общепринятого решения проблемы [N] пока не существует. Автор считает, что правильны принятые концентрации окиси азота и необходимо отказаться от высоких, значений [N], получаемых в ряде масс-спектрометрических измерений.

В пользу этого говорит еще и то, что в последнее время появились (пока качественные) идеи объяснения высоких значений I14/I28 в масс-спектрометрических экспериментах. Как мы помним, в лаборатории при калибровке измеряют отношение I14/I28, с которым сравнивают потом измерения в атмосфере.

А что - возникает вопрос - если молекулы атмосферного азота легче распадаются в масс-спектрометре N и N+, чем молекулы лабораторного газа, потому что первые находятся в возбужденном состоянии, а вторые - нет? Ведь мы еще очень мало знаем о состоянии возбуждения атмосферного газа. И вполне можем предположить, что (по крайней мере в случае N2) процент возбужденных частиц достаточно велик. А возбужденные частицы в силу запасенной в них внутренней энергии должны быть более "податливы" к разрушению под внешним воздействием (в нашем случае - под действием электронов ионного источника), чем невозбужденные. Не в этом ли разгадка проблемы высоких I14/I28?

Это пока всего лишь идея, не нашедшая количественного решения. Однако она тем более завлекательна, что в случае удачи мешающие всем высокие значения I14/I28 могут стать отличным индикатором состояния возбуждения одной из важнейших компонент верхней атмосферы - молекулярного азота.

Возбужденные частицы - жители эксайтсферы

В аэрономию все активнее вторгается термин "возбужденные частицы", или "возбужденные специи". Обсуждают химию возбужденных частиц, строят их распределение по высоте, изучают их влияние на различные процессы в верхней атмосфере...

Что же такое возбужденные частицы и почему они привлекают сейчас такое внимание?

Все, о чем рассказывалось до сих пор в этой книге, относилось в подавляющем числе случаев к распределению и физикохимии обычных, невозбужденных атомов и молекул, или, как говорят, частиц в основном состоянии. Это означает, что частицы, о которых идет речь, не имеют другой энергии, кроме обычной кинетической энергии их движения.

Но из физики нам известно, что атомы и молекулы могут обладать кроме кинетической энергии и внутренней энергией, которую они запасают, возбуждаясь на разные уровни в результате различных процессов. Уже на заре исследований верхней атмосферы стало ясно, что возбужденные частицы существуют и в атмосферном газе. Доказательством этого задолго до первых ракетных и спутниковых экспериментов послужило наблюдение собственного свечения атмосферы в различных условиях: ночью, в сумерках, во время полярных сияний. Дело в том, что запасенную внутреннюю энергию возбужденный атом или молекула могут расходовать по-разному. Эта энергия в результате столкновений может быть потрачена на разогрев окружающего газа, образование другой возбужденной частицы в результате химической реакции или перейти в излучение. В последнем случае наш атом (или молекула) излучит квант света. При этом частицы данного сорта в данном состоянии возбуждения могут испустить только квант излучения определенной длины волны. Скажем, атом кислорода в возбужденном состоянии 1S всегда будет давать излучение только с длиной волны 5577 Å (это и есть известная зеленая линия атомного кислорода в свечении ночного неба и полярных сияний), а молекула кислорода в состоянии 1Δg- только излучение в инфракрасной области с длиной волны около 1,27 мк.

Таким образом, линии и полосы излучения являются своего рода "паспортами" различных возбужденных частиц. Именно по этим "паспортам", наблюдая с Земли свечение верхней атмосферы, установили, что в ней существуют возбужденные атомы кислорода в состояниях 1S и 1D, возбужденные молекулы О2 в различных состояниях, наиболее важным из которых, как мы увидим дальше, является состояние 1Δg, возбужденные атомы натрия и возбужденные молекулы гидраксила ОН. У всех этих частиц оказались наиболее ясные "паспорта", поэтому их и отождествили в первую очередь.

В дальнейшем, с развитием наблюдательных средств и лабораторных исследований строения атомов и молекул, список возбужденных частиц, обитающих на различных уровнях в верхней атмосфере, расширялся и пополнялся. Однако в течение многих лет изучение атмосферных эмиссий шло само по себе, в отрыве от изучения основных проблем строения и физикохимии верхней атмосферы. И только относительно недавно стали понимать тесную связь возбужденных частиц с самыми насущными вопросами аэрономии и соответственно стали уделять изучению этих частиц очень большое внимание. Посмотрим, почему.

К сожалению, подробное описание всех или хотя бы значительного числа возбужденных атомов и молекул, изучаемых сейчас в верхней атмосфере, потребовало бы введения слишком большого числа новых (подчас довольно сложных) терминов и понятий, которые не встречались на страницах этой книги и которые значительно усложнили бы ее чтение. По этой причине мы постараемся здесь рассмотреть общие особенности поведения и роли возбужденных частиц в верхней атмосфере и проиллюстрировать возможности, которые открываются при их введении в аэрономию, на нескольких конкретных примерах.

Чем же замечательны возбужденные частицы, чем они отличаются от своих собратьев - атомов и молекул в основном (невозбужденном) состоянии?

Прежде всего своей активностью. Как правило, возбужденные специи более активны, чем невозбужденные, они охотнее вступают в различные химические реакции. Мы уже говорили в этой главе о проблеме окиси азота. Основным путем образования N0 испокон веков считалась реакция атомного азота с молекулами О2

Образование NO

Это уже знакомая нам реакция (41). Однако эффективность (константа скорости) этой реакции для обычных N и O2 очень мала - около 10-16 см3×с-1 при атмосферных температурах. Такая эффективность совершенно недостаточна, чтобы объяснить существующие в атмосфере концентрации окиси азота. Гораздо эффективнее идет эта реакция, если молекула кислорода возбуждена в состояние 1Δg (см. реакцию (43)). В этом случае константа скорости составляет 3×10-15 см3×с-1. Однако и это, как мы видели в первом параграфе этой главы, не решает проблемы N0. А если в возбужденном состоянии 2D находится атом азота, то константа скорости реакции оказывается еще выше - около 10-11 см3×с-1. Теперь уже эффективность процесса достаточно велика и реакция между N(2D) и О2 (см. реакцию (44)) решает проблему источника окиси азота.

Пример с окисью азота является прекрасной иллюстрацией того, как сильно влияет на эффективность реакции участие в ней возбужденных частиц (константа скорости возросла примерно на 5 порядков величины!) и как с помощью таких частиц решается одна из крупных проблем аэрономии.

Значит, химическая активность - первая важная особенность возбужденных атомов и молекул. Ну а вторая?

Вторая - наличие у них дополнительной энергии. За счет этой энергии возбужденные атомы и молекулы могут участвовать в таких реакциях, где участие их невозбужденных собратьев просто невозможно по энергетическим соображениям. Прекрасным примером является ионизация все тех же молекул в возбужденном состоянии О2(1Δg) солнечным излучением с длиной волны 1118-1027 Å. Квант указанного излучения несет энергию около 11 эВ и не может ионизовать нормальную молекулу О2, потенциал ионизации которой равен 12 эВ. Но в возбужденной молекуле О2(1Δg) уже запасено около 1 эВ энергии. Вместе с энергией кванта излучения это получается уже 12 эВ, т. е. столько, сколько необходимо для ионизации. Молекула О2(1Δg) может быть ионизована указанным излучением, которое не способно ничего поделать с молекулами кислорода в основном состоянии.

Третья важная особенность возбужденных специй - это их оптические "паспорта". Ведь раз эти специи непрерывно излучают, мы, наблюдая за поведением соответствующих эмиссий (линий, полос и т. д.), можем судить и о поведении (т. е. об изменении во времени, а иногда - и в пространстве) количества тех или иных возбужденных атомов и молекул в верхней атмосфере. И дело здесь не только в том, что мы узнаем, как изменилось количество самих возбужденных частиц. Ведь изменения, происходящие с этими частицами, отражают происходящие в верхней атмосфере процессы. И сплошь и рядом это могут быть очень важные процессы, постоянный контроль за которыми весьма важен для решения аэрономических проблем.

Хорошим примером такого рода является красная линия атомного кислорода 6300 Å, которую излучают атомы О, возбужденные в состояние 1D. Изучая пути образования и гибели этих атомов, выяснили, что на высотах ионосферной области F2 они образуются в результате основных ионосферных реакций (ионно-молекулярные реакции и диссоциативная рекомбинация), а потому тесно связаны с состоянием ионосферы в этой области. Таким образом, наблюдая за свечением линии 6300 Å даже с Земли, можно судить о поведении весьма важной области ионосферы. Сейчас уже думают о мониторинге (т. е. постоянном наблюдении в разных местах Земли) красной линии, чтобы контролировать поведение ионосферного слоя F2, что очень важно для диагностики и прогнозирования распространения коротких радиоволн.

Имеются и другие идеи, как использовать атмосферные эмиссии для контроля процессов, в которых участвуют возбужденные частицы. Так, по поведению молекул O2(1Δg), за которыми удается следить, наблюдая инфракрасные полосы в области 1,27 мк, можно судить о ночном количестве озона на высотах около 80 км, где прямые измерения Оз ночью весьма затруднены. А распределение с высотой ряда эмиссий, порождаемых возбужденными атомами и молекулами кислорода, дает сведения о вертикальном профиле атомного кислорода на высотах 80 - 110 км, в области, где хуже всего проводить его прямые измерения.

Таковы основные особенности возбужденных частиц, которые делают их столь важными для аэрономии и послужили причиной столь пристального внимания к ним в последнее время.

Не все возбужденные атомы и молекулы, которые могут появляться в верхней атмосфере, способны активно вмешиваться в важные аэрономические процессы. Как правило, речь идет о так называемых метастабильных возбужденных частицах, т. е. о частицах, время жизни которых относительно излучения достаточно велико. Мы уже говорили в начале этой книги о понятии "время жизни". В данном случае речь идет о том, сколько данная частица может просуществовать (если на нее не влияют никакие посторонние факторы) между моментом возбуждения и моментом спонтанного (самопроизвольного) излучения запасенной энергии в виде кванта. Для так называемых разрешенных состояний это время очень мало и составляет ничтожные доли (10-3 - 10-4 и даже меньше) секунды. Естественно, частицы в таких состояниях не успевают ни накопиться до значительных концентраций, ни принять участие в каких-либо процессах: едва родившись, они отдают свою энергию в виде излучения и вновь переходят в невозбужденное состояние.

Другое дело - метастабильные состояния. Частица в таком состоянии может находиться не излучая многие секунды, минуты, а в некоторых случаях - часы и дни. Например, время жизни относительно излучения атомов O(1D) составляет 100 с, а молекул O2(1Δg) - 1,5 ч. Естественно, что за такое долгое время жизни метастабильные частицы могут и накопиться в значительных количествах, и принять участие в различных аэрономических реакциях.

Именно о частицах, возбужденных в метастабильные состояния, или просто о метастабильных частицах, и идет обычно речь, когда говорят о роли возбужденных частиц в аэрономии. А роль эта, как мы понимаем уже сейчас, настолько велика, что советский ученый М. Н. Власов, много сделавший для изучения метастабильных частиц в верхней атмосфере, предложил область атмосферы, где концентрации этих частиц максимальны и где они принимают самое активное участие в аэрономических процессах, по аналогии с другими "сферами" называть эксайтсферой (от английского "excite" - возбуждать). Как и у многих других сфер, рассмотренных в этой книге, границы эксайтсферы достаточно размыты и точно определить их трудно. Тем не менее ясно, что днем наибольший вклад метастабильные частицы вносят на высотах 40 - 300 км. Суммарный профиль возбужденных частиц в дневной эксайтсфере имеет два максимума - примерно на 45 и 120 км. Первый обусловлен молекулами кислорода в состоянии 1Δg, о которых мы здесь неоднократно упоминали. Эти молекулы доминируют в эксайтсфере ниже 100 км. Второй максимум образован колебательно возбужденными молекулами азота, о которых мы поговорим ниже. Эти молекулы являются основной составляющей дневной эксайтсферы выше 100 км. Остальные метастабильные специи, о которых упоминалось в этом параграфе, располагаются в виде слоев различной ширины и с различной концентрацией (меньшей, однако, чем [N2#] и [О2(1Δg)]) на высотах от 80 до 300 км.

Ночью границы эксайтсферы значительно сужаются - она располагается на высотах 60 - 150 км с максимумом на высоте около 100 км. Основной составляющей ночной эксайтсферы являются все те же молекулы O2(1Δg), причем концентрации последних, так же как и других обитателей эксайтсферы, ночью значительно ниже, чем днем.

В ходе изложения наступил момент, когда читатель ждет от автора ответа на вопрос: "В каких же конкретных аэрономических процессах играют роль (и какую) метастабильные частицы?" К сожалению, достаточно полно ответить на него пока нельзя. И дело здесь не только в неизбежной сложности изложения, выходящей за рамки данной книги, но и в том, что исследование этого вопроса как раз и идет полным ходом сейчас, в данный момент развития аэрономии.

Перечислим здесь лишь несколько общих проблем и несколько примеров (часть которых уже встречалась на страницах этой книги) для иллюстрации.

Одна из проблем аэрономии, в которой метастабильные частицы должны играть очень важную роль,- это проблема теплового баланса. Метастабильные частицы участвуют в этой проблеме двояко.

Во-первых, имея избыток внутренней энергии, они могут отдавать ее при столкновениях окружающим частицам, приводя к изменению их термического режима, т. е. в конечном итоге - их температуры. Именно так, видимо, влияют колебательно возбужденные молекулы N2 на электроны в области Е, что может в ряде случаев приводить там к превышению Те над температурой нейтралов.

Во-вторых, возбужденные частицы сами являются показателем термодинамического режима той или иной области атмосферы и могут свидетельствовать в ряде случаев об отклонении этого режима от равновесного. Так, колебательные температуры молекулярного азота (т. е., грубо говоря, количество молекул N2, возбужденных на различные колебательные уровни) могут быть в эксайтсфере в несколько раз выше, чем соответствующие кинетические температуры окружающих атомов и молекул.

К сожалению, в вопросе о роли метастабильных частиц в термическом режиме верхней атмосферы ясна лишь важность самого вопроса - все остальное еще предстоит исследовать.

Могут участвовать метастабильные частицы и в процессах ионизации. Об этом мы уже говорили и в главе 5 и в этом параграфе. Видимо, ионизация возбужденных молекул кислорода играет роль в области D как днем, так и ночью. Днем это в основном ионизация молекул О2(1Δg) излучением с λ= 1118÷1027 Å, ночью - ионизация рассеянным излучением в линии Lα колебательно возбужденных молекул O2. Последний процесс может быть существен ночью и в области Е, внося тем самым вклад в решение проблемы ночного источника ионизации, о которой мы подробно рассказали в главе 4. Однако отсутствие точных данных об эффективности ионизации возбужденных молекул и о потоках рассеянного излучения затрудняет пока надежные количественные оценки.

Очень велика может быть роль возбужденных частиц в фотохимии заряженных частиц в области D. Уже ясно, что молекулы O2(1Δg) активно участвуют в двух важных реакциях - в отлипании электронов от ионов О2- и в разрушении ионов О4+. Однако можно ожидать, что и другие возбужденные частицы принимают существенное участие в очень сложном комплексе процессов, который идет в области D.

В последние годы много говорилось о зависимости важнейшей ионосферной ионно-молекулярной реакции O+ + N2, с которой мы много раз встречались в этой книге, от колебательного возбуждения (колебательной температуры) азота. Недавние лабораторные данные показывают, что константа скорости этой реакции реагирует на изменение колебательной температуры N2 так же, как на изменение кинетической температуры ионов O+. Значит, при построении теоретических моделей области F2 (что сейчас очень развито из-за влияния этой области на распространение радиоволн) необходимо помимо прочих исходных данных знать и количество . колебательно возбужденных молекул азота. А это - еще плохо разрешимая задача. При этом, естественно, встает вопрос о том, как влияют (и влияют ли) колебательно возбужденные молекулы N2 и O2 на другие ионно-молекулярные реакции в ионосфере. Однако ответа на него пока нет.

О том, как могут влиять возбужденные атомы и молекулы на фотохимию нейтральных частиц, лучше всего говорит пример с окисью азота. Другая метастабильная частица - атомы O(1D)-активно вмешивается в цикл процессов с участием водорода и его соединений. Процессы с участием этих атомов приводят, к диссоциации молекул Н2 и Н20. А образующиеся при этом атомы водорода и молекулы гидраксила начинают в мезосфере весь тот сложный клубок из многих и многих реакций, который называется водородно-кислородным циклом.

Мы все время говорили о возбуждении нейтральных частиц. Ну а возбужденные ионы? Могут ли они существовать и какую роль должны играть? Увы, этот вопрос легче поставить, чем разрешить. Фотохимия метастабильных ионов все еще изучена плохо. Мы не знаем практически ни возможного количества таких ионов, ни эффективности процессов, в которых они могут участвовать. Есть лишь самые общие соображения о том, что это могут быть весьма важные процессы. Так, пресловутая ионно-молекулярная реакция O+ с N2, дающая в обычных условиях ионы NO+, должна, видимо, приводить к образованию ионов N2, а не NO+, если исходные ионы O+ находятся в возбужденном состоянии. Последствия такой перемены читателям должны быть ясны.

Есть указания на то, что диссоциативная рекомбинация молекулярных ионов должна происходить значительно медленнее (α*≈10-8см3×с-1), чем обычно, если эти ионы возбуждены на метастабильные уровни. И вновь важность этого факта для ионосферной фотохимии очевидна. Однако мы не имеем надежных данных, чтобы реально оценить оба указанных эффекта. Это предмет настоящих и будущих исследований.

Таково на сегодняшний день положение с изучением возбужденных частиц - обитателей эксайтсферы. Автору хотелось бы, чтобы читатель вынес главное: интерес к изучению природы и количества таких частиц в верхней атмосфере в последнее время непрерывно растет и этот интерес вполне оправдан, так как без учета роли метастабильных частиц нельзя полностью решить многие важные проблемы современной аэрономии.