Юрий Мизун - Полярные сияния

Выше 100 км встречается атомарный кислород, который образуется из молекулярного путем диссоциации молекул O 2излучением Солнца. Атомы кислорода появляются на высоте 80—90 км; на высоте 120—130 км количество атомарного и молекулярного кислорода уравнивается, а на 160—180 км концентрация O равна концентрации N 2. Выше 600 км обнаружены большие количества гелия и водорода, причем первый является основной компонентой атмосферы до высоты 1500 км, а затем его постепенно сменяет второй (рис. 37).

Распределение с высотой плотности атмосферы, а также температуры в термосфере (выше мезопаузы) зависит от солнечной активности и времени суток (рис. 38).

Теперь рассмотрим, как образуется ионосфера Земли.

На земную атмосферу падает излучение Солнца с длинами волн от долей Ангстрема до излучения в далеком ультрафиолете (рис. 39). Излучение в различных диапазонах длин волн проникает в атмосферу Земли на различные высоты. Это зависит от соотношения между энергией излучения (которая обратно пропорциональна длине волны) и порогами диссоциации, ионизации и других элементарных процессов.

На рис. 40 стрелками показаны длины волн излучений Солнца, наиболее важных для ионосферы (He II, He I, H α, β, γ, L). Указаны также основные атмосферные газы, которые поглощают излучение данной длины волны (N 2, O 2, OH), и основные образующие при этом ионы (O 2 +, N 2 +, NO +).

Под действием солнечного излучения происходит ионизация атмосферных газов — образуются свободные электроны, оторванные от атомов, и положительные ионы. Если задать интенсивность солнечного излучения и сечения взаимодействия этого излучения с атмосферными газами, то можно рассчитать скорость ионизации при разных условиях. Излучение Солнца, естественно, зависит от его зенитного угла.

На рис. 40 показаны высотные профили скорости новообразования (количество свободных электронов, образованных за 1 с в 1 см 3) для различных величин зенитного угла Солнца. Высота Z выражается через истинную высоту h и высоту однородной атмосферы Н

где h = h 0 при x = 0. Здесь Н = еВ/тс, где e и m — заряд и масса электрона, c — скорость света.

Рис. 38. Высотное распределение плотности и температуры в различные периоды времени

1, 2 — максимальная солнечная активность, полдень и полночь соответственно; 3, 4 — минимальная солнечная активность, полдень и полночь соответственно

Рис. 39. Глубина, на которую проникает солнечное излучение с длинами волн от 0,1 до 1000 Å

Рис. 40. Распределение скорости ионизации в функции высоты для различных зенитных углов Солнца

Рис. 41. Профили скорости ионообразования в областях Е и F при вертикальном падении солнечного излучения при низкой солнечной активности

1 — за счет излучения в диапазоне длин волн от 8 до 140 Å;

2 — от 796 до 1027 Å;

3 — сумма скоростей 1 и 2;

4 — за счет излучения от 140 до 796 Å;

5 — сумма скоростей 1, 2, 4

Скорость образования электронов в зависимости от высоты дана на рис. 41. Здесь, в частности, показано, что суммарная скорость ионообразования (5) ответственна за образование ионосферы. Высотные профили концентрации различных ионов (N 2 +, O 2 +, NO +, O +, N +, H e +, H +) и электронов е показаны на рис. 42.

Электронная концентрация в разных областях ионосферы ( D, Е и F ) зависит от состояния атмосферы, от излучения Солнца и других факторов. Поэтому электронные высотные профили будут изменяться в зависимости от солнечной и магнитной активности, сезона и времени суток, широты.

В высоких широтах, где имеют место полярные сияния, на верхнюю атмосферу, кроме электромагнитного волнового излучения, действуют потоки заряженных частиц (электронов и протонов). Они усиливаются во время солнечных и магнитосферных бурь и вызывают ионизацию атомов и молекул, повышая таким образом концентрацию электронов на разных уровнях ионосферы в 10—100 раз. Так, в нижней ионосфере (около 92 км) электронная концентрация в течение 15 с может увеличиваться в 100 раз в периоды высыпания потоков электронов перед началом суббури в полярных сияниях.