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.