Полярные сияния - [33]
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.
Рис. 42. Распределение с высотой основных ионных компонент, которые образуются в результате фотодиссоциации, фотоионизации и последующих химических процессов
а — вычисленное; б — измеренное
В верхнюю атмосферу приходят электроны и протоны с широким диапазоном энергий. Наибольшую энергию имеют галактические космические лучи (с энергией 10>9 эВ). Затем идут солнечные космические лучи (появляющиеся в периоды протонных вспышек и порождающие ППШ). За ними следуют протоны, которые связаны с солнечными и магнитосферными бурями и имеют энергию в несколько кэВ.
Заряженные частицы отклоняются магнитным полем Земли. Они могут проникать в нижнюю атмосферу лишь через ограниченные области вокруг полюсов.
Рис. 43. Минимальные широты и высоты, на которые могут проникать в земную атмосферу протоны (I) и электроны (II) в зависимости от их энергий и скоростей
Высота проникновения указана на соответствующих кривых. Скорость частиц дана в единицах скорости света
На рис. 43 по правой вертикальной оси указана минимальная широта, которой могут достичь протоны и электроны, двигаясь со скоростями, значения которых отложены по нижней горизонтальной оси. На верхней горизонтальной оси указано время, необходимое для прямолинейного движения частиц от Солнца к Земле. Слева по вертикали нанесены энергии частиц.
Ионизация заряженными частицами происходит особенно эффективно в конце пути заряженной частицы, т. е. когда время пролета частицы около атома становится сравнимым с временем пребывания электрона на борновской орбите. Когда частицы попадают в атмосферу, где газ распределен по барометрическому закону, скорость образования электронов в конце пути увеличивается очень быстро. Протоны, образующиеся при протонных вспышках на Солнце и покрывающие расстояние от Солнца до Земли за 1—3 ч, создают наибольшее количество электронов в интервале высот до 60 км, т. е. в области D ионосферы (рис. 44).
Нам необходимо остановиться на условиях протекания электрических токов в ионосфере. Ранее было сказано, что электрические токи текут в основном около уровня 100 км. Это связано с высотным распределением электропроводности. Максимум электропроводности приходится на высоту около 105 км (рис. 45).
Изменения в полярной ионосфере во время магнитосферной суббури очень тесно связаны с суббурей в полярных сияниях и полярной магнитной суббурей. Это и понятно, поскольку первопричина этих явлений одна и та же — вторгающиеся в верхнюю атмосферу высоких широт заряженные частицы и электрические поля.
Рис. 44. Распределение электронной концентрации в области D ионосферы, измеренной вблизи Осло (Норвегия) методом кросс-модуляции
Числами на графиках указано время дня в часах (время среднеевропейское 15° в. д.)
Рис. 45. Высотное распределение электропроводности ионосферы
На вертикальной оси указаны два значения высоты над уровнем моря
Как уже говорилось, в высоких широтах в отличие от средних в ионизации атмосферы, кроме электромагнитного излучения Солнца, участвуют также заряженные частицы. Если анализировать профиль электронной концентрации снизу вверх, то получится следующая картина. На самом низу ионосферы, выше 50 км, ионизация создается потоками солнечных космических лучей (протонов с энергиями в сотни МэВ). Эта ионизация вызывает поглощение радиоволн коротковолнового диапазона. Область повышенной ионизации в нижней ионосфере занимает всю полярную шапку. Это так называемое поглощение полярной шапки (ППШ), с которым связано появление форм полярных сияний определенных свойств. Особенность состоит в том, что частицы, вызывающие ППШ (протоны и α-частицы), имеют энергию от 10 до 100 МэВ и проникают на высоты 30—80 км, где производят ионизацию и возбуждение. Здесь происходит быстрая дезактивация возбужденных атомов при столкновениях с окружающим газом. Поэтому ниже 70 км почти все излучение в линии 5577 Å гасится. Отсюда наиболее поразительной оптической характеристикой этого типа свечения является то, что полосы первой отрицательной системы N
