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.
