Популярная аэрономия

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.