6. Процессы в верхней атмосфере и энергетическая связь верхней и нижней атмосферы с ИК-излучением

Под действием ультрафиолетового излучения Солнца в диапазоне длин волн 1300Å < λ < 1750Å на высоте z>85 км происходит диссоциация молекул кислорода, причем один из получающихся атомов кислорода оказывается в возбужденном состоянии ¹D:

О₂ +hν→  О + О(¹D).

Оказывается, что в каждом акте реакции фотодиссоциации О₂ непосредственно на нагрев газа затрачивается 0,5 эВ. Возбужденные атомы О(¹D) в столкновениях с N₂ теряют свою энергию, причем 30% этой энергии (т. е. ~0,6 эВ на каждый акт диссоциации) передается в колебания молекул N₂, а остальная энергия также идет на нагрев газа. Интересна дальнейшая судьба энергии, поступившей в колебания N₂. Оказывается, что выше 110 км за счет столкновений N₂ с атомами О (а их здесь, как мы говорили, уже много) эта энергия опять же переходит в тепло. Однако ниже 110 км с атомами О успешно «конкурируют» молекулы СО₂, активнее отбирая энергию из колебаний N₂ в собственные колебания:

N*₂ +СO₂ → N₂ + СO₂.

Здесь и ниже значок * означает молекулу с возбужденными колебаниями атомов в ней. В отличие от N₂ молекула СO₂ является оптически активной в инфракрасной области спектра, т. е. энергия, поступившая в колебания СO₂, излучается в виде инфракрасной эмиссии с длиной волны 4,3 мкм.

Итак, мы проследили путь преобразования энергии излучения Солнца в континууме Шумана—Рунге, поглощаемой на высотах, больших 85 км. Вертикальный поток энергии в этой области спектра составляет ~5,6 эрг/см²·с.

А какова судьба поглощаемого здесь излучения с длиной волны λ < 1626Å и потоков высыпающихся частиц? За путями «миграции» энергии этих электромагнитного и корпускулярного потоков оказывается удобно проследить, рассматривая их вместе, ибо первичное воздействие указанных потоков одинаково — ионизация молекул газа:

О + hν → О⁺ + е,

О₂ + hν → О⁺₂ + е,

N₂ + hν → N⁺₂ + е  или N₂ + hν → N +N⁺ + е,  

О + е_б → О⁺ + е + е_б,

О₂ + е_б → О⁺₂ + е + е_б,

N₂ + е_б → N⁺₂ + е + е_б  или N₂ + е_б  → N +N⁺ + е + е_б.  

Здесь обозначение «е» относится к электронам, «е_б» — к быстрым заряженным частицам, «высыпающимся» из магнитосферы (это также обычно электроны).

Когда Солнце стоит в зените, поток энергии ионизирующего ультрафиолета, поглощаемый термосферой Земли при средней солнечной активности, составляет около 4 эрг/см²·с. В период максимума солнечной активности он может достигать 8 эрг/см²·с, а в период минимума уменьшиться до ~2 эрг/см²·с. Поток же энергии «высыпающихся» частиц в спокойных условиях не превосходит ~0,1 эрг/см²·с, однако в полярных сияниях и при геомагнитных возмущениях (которые обычно сопровождают сияния) он может резко возрасти. Так, в сияниях I, II, III и IV баллов этот поток составляет соответственно величину 1; 10; 10², >10³ эрг/см²·с.

Итак, энергия ультрафиолетового излучения Солнца с λ< 1026Å и солнечного ветра, поглотившись на высотах 90 км, затратилась на ионизацию атмосферы. Дальнейшую ее судьбу можно проследить, анализируя путь образовавшихся ионов и электронов. Анализ показывает, что на один акт ионизации затрачивается в среднем энергия 34 эВ, причем одна половина этой энергии идет на образование ионов О⁺, О⁺₂, N⁺₂, N⁺, а вторая сосредоточивается в виде кинетической энергии у образующихся при ионизации электронов.

Проследим сначала за ионами. Они вступают в различные реакции, протекающие с выделением энергии, причем основными из этих реакций являются следующие:

(а) О⁺ + N₂ → NО⁺ + N + 1,25 эВ,

(б) О⁺ + О₂ → О⁺₂ + О +1,5 эВ,

(в) N⁺₂ + О → NО⁺ + N + 3,2 эВ,

(г)  N⁺ + О₂ → NО⁺ + О + 6,7 эВ,

(ж) О⁺₂+ NО → NО⁺ + О₂ + 2,8 эВ,

(з) О⁺₂ + е → О(¹D) + О.

Отсюда видно, что продуктом почти всех ионно-молекулярных реакций является ион NО⁺. Объясняется это тем, что молекула NО имеет меньший, чем у О, N₂ и О₂, потенциал ионизации и образование NО⁺ идет легко, энергия при этом не только не затрачивается, а, наоборот, выделяется (величина этой энергии указана в строке соответствующей реакции). Заметим, что часть выделяемой энергии идет на нагрев газа, а значительная доля поступает в колебания иона — продукта NО⁺, высвечиваясь затем в виде инфракрасного излучения в полосе 4,3 мкм.  Ионы NО⁺ рекомбинируют

NО⁺  + е → N(²D) + О,

а образовавшиеся при этом  электронно-возбужденные атомы азота вступают в химическую реакцию:

N(²D) + О₂ → NО* + О + 3,86 эВ.

Здесь также заметная часть (~25%) энергии, выделяющейся в реакции, преобразуется в колебания NО и затем излучается в полосе 5,3 мкм, а остальная доля идет на нагрев газа. Образующиеся в этой реакции молекулы NО вступают затем в реакцию с атомами азота, которые получались при диссоциативной ионизации N₂ и в приведенных выше реакциях (а), (в):

NО  + N → N*₂ + О + 3,3 эВ.

Колебательно-возбужденные молекулы N получаются и при передаче энергии от электронно-возбужденных атомов О(¹D), образующихся в реакции (з):

N₂ + О(¹D) → N*₂ + О.

Мы проследили за превращениями первоначально образуемых ионов N⁺₂, О⁺₂, N⁺, О⁺. Можно видеть, что в результате каждого акта ионизации в конечном счете образуются два атома кислорода. Помня, что на образование ионов в каждом акте была затрачена энергия ~17 эВ, и учитывая, что энергия разрыва связи О₂ равна 5,1 эВ, мы найдем, что в результате ионно-молекулярных реакций выделилась энергия 17—5,1 = 11,9 эВ в расчете на каждый акт ионизации. Она пошла на нагрев газа, на увеличение колебательной энергии N₂ и на инфракрасное излучение в полосах 4,3 мкм NО⁺ и 5,3 мкм NО.

Сосредоточим теперь внимание на второй половине энергии, выделившейся при ионизации первоначально в виде кинетической энергии образовавшихся электронов. Мы увидим, что эти электроны с первоначальной средней энергией ~17 эВ охлаждаются, сталкиваясь с N₂, О, О₂, а также с холодными электронами и ионами плазмы (ведь область выше 90 км — это ионосфера и примерно 0,1% всех частиц здесь — свободные электроны). При столкновениях с N₂ возбуждаются как электронные уровни N₂ (с последующей дезактивацией вследствие высвечивания в ближней инфракрасной области спектра и столкновений с другими частицами или же с диссоциацией N*₂→ N(²D) + N), так и колебания N₂. В столкновениях с О электроны возбуждают уровень О(¹D), энергия которого затем идет в тепло и в колебания N₂ в результате указанного выше процесса. Наконец, колебательно-возбужденные молекулы N*₂ (которые образуются также и в результате некоторых молекулярных реакций) теряют часть своей энергии в столкновениях с атомарным кислородом (и эта энергия идет на нагрев газа), а часть энергии передают молекулам СО₂, NО, СО, изотопическим молекулам N¹⁴ N¹⁵, возбуждая их колебания. Эти четыре молекулы являются в отличие от обычной молекулы N₂ оптически активными в инфракрасной области спектра, и поэтому энергия, полученная ими, излучается затем в полосах 4,3, 5,3, 4,7 и 4,4 мкм.

Прослеженные выше каналы преобразования в верхней атмосфере энергии ультрафиолетового излучения Солнца (λ<1026Å) и «высыпающихся» из магнитосферы быстрых частиц удобно представить в виде схемы, изображенной на рис. 5. На этой схеме заштрихованы прямоугольники, указывающие каналы, в которых часть энергии ионизации в результате протекания ионно-молекулярных реакций и охлаждения образующихся при ионизации электронов преобразуется в энергию ИК-излучения. Анализ показывает, что по этим каналам в ИК-излучение переходит около 10% энергии, затрачиваемой на ионизацию.

Оказывается, что еще ~6% энергии переходит в излучение в ближней инфракрасной, видимой и ультрафиолетовой областях спектра (это и есть то излучение, которое можно наблюдать с поверхности Земли в виде свечения неба и полярных сияний). Еще ~15% энергии, как мы видели, затрачивается на разрыв связи молекулы О₂. Образовавшиеся атомы О на высотах r > 90 км в реакции практически не вступают. Они переносятся на более низкие высоты, где плотность газа больше, и только здесь эффективно вступают в различные реакции, конечным продуктом которых являются восстановленные молекулы О₂. Выделяющаяся при этом энергия частично идет на нагрев газа, а частично — на увеличение колебательной энергии молекул О₂, ОН и затем высвобождается в виде инфракрасного излучения в полосах 9,6 и 14,3 мкм О₃ и 2,8 мкм ОН.

Читатель, наверное, обратил внимание, что очень часто в вышеприведенном анализе мы говорили о переходе энергии в тепло. Действительно, оказывается, что ~70% энергии, затрачиваемой первоначально на ионизацию, идет затем на нагрев газа. Именно этот нагрев (совместно с нагревом вследствие диссоциации О₂) и обеспечивает рост температуры с высотой от значения 180 — 200 К на уровне мезопаузы (z ≈  90 км) до 800 — 2000 К на высотах z > 300 км.

Во время полярных сияний и геомагнитных бурь из-за дополнительного притока тепла эти температуры могут значительно возрасти. Рост этот, однако, все-таки ограничен, а после прекращения бури верхняя атмосфера «остывает», возвращаясь в первоначальное состояние. Это означает, что существует отток энергии из теплового резервуара. Как он осуществляется? Оказывается, это происходит в основном за счет возбуждения колебаний молекул NО и СО₂ в столкновениях с атомарным кислородом и последующего «высвечивания» этих возбужденных молекул в полосах 5,3 и 15 мкм в инфракрасном диапазоне спектра.

Следует отметить, что «высыпание» из магнитосферы в верхнюю атмосферу быстрых заряженных частиц и ионизация этими частицами газа не являются единственным каналом передачи энергии от солнечного ветра в атмосферу Земли. Энергия солнечного ветра может расходоваться также на образование электрических полей и магнитогидродинамических волн, распространяющихся в ионосфере (т. е. на высотах z > 80 км). Однако результатом действия этих полей является повышение температуры атмосферы (так называемый джоулев разогрев). Нагрев происходит и вследствие затухания магнитогидродинамических волн. А из теплового резервуара энергия трансформируется в инфракрасное излучение в полосах 5,3 мкм NО и 15 мкм СО₂.

Проследив за миграцией энергии солнечного ветра, поступающей в верхнюю атмосферу Земли, мы нашли, что в конечном счете почти вся эта энергия трансформируется в энергию теплового излучения молекул — малых примесей СО₂, NО, NО⁺, СО, N¹⁴N¹⁵, ОН, О₃. В этом, несомненно, важнейшая роль малых составляющих. Важнейшая, ибо инфракрасное излучение во многом определяет температуру (а значит, и плотность) верхней атмосферы и, как мы далее увидим, осуществляет энергетическую связь верхней и нижней атмосферы.

Читатель, возможно, помнит событие лета 1979г., когда вопреки желаниям и надеждам американских ученых многотонная космическая орбитальная станция «Скайлэб» сошла с расчетной орбиты вокруг Земли, вошла в плотные слои атмосферы и сгорела, распавшись на части. И произошло это по той причине, что была неточно вычислена плотность атмосферы на высоте полета (z>250км), которая в действительности оказалась большей, что и привело к более быстрому торможению и в конечном счете к гибели станции. А неточность расчета плотности обусловлена трудностями правильного количественного учета влияния на тепловой режим термосферы таких характеристик, как солнечная активность, а также собственное инфракрасное излучение верхней атмосферы.

Наша задача сейчас, однако, другая: выяснить роль инфракрасного излучения термосферы в осуществлении энергетической связи с нижней атмосферой. Важным обстоятельством является то, что это излучение в некоторых участках спектра практически не поглощается верхними слоями атмосферы, а проникает вниз в стратосферу и тропосферу, где, поглощаясь, вызывает возмущение параметров атмосферы. На эту возможную роль ИК-излучения в трансформации энергии геомагнитных возмущений из верхней атмосферы вниз впервые указал Э. Р. Мустель. Этот вопрос был детально изучен в Физическом институте им. П. Н. Лебедева АН СССР. Оказывается, инфракрасное излучение в полосах 4,3 мкм NО⁺ и 4,4 мкм N¹⁴ N¹⁵, приходящее из верхней атмосферы, поглощается молекулами СО₂ на высотах от 30 до 40 км, а излучение в полосе 5,3 мкм NО — парами воды в области 7 ÷12 км.

Этот факт говорит о важной роли  ИК-излучения верхней атмосферы Земли для солнечно-земных связей, роли связующего звена в энергетической цепи «Солнце — солнечный ветер — магнитосфера Земли — верхняя атмосфера — нижние слои атмосферы». Надо сказать, что как раз это звено долгое время оставалось «белым пятном» в картине солнечно-земных связей. Процесс радиационной связи верхней и нижней атмосферы представлялся неэффективным. Вплоть до 1958 г. никто не мог предполагать, что разреженная и находящаяся под действием ионизирующего электромагнитного и корпускулярного излучений атмосфера на больших высотах (100 — 500 км) способна столь эффективно осуществлять преобразование переменной части потока энергии Солнца в мощное инфракрасное излучение. Решающую роль в пересмотре такого взгляда сыграли экспериментальные исследования, начатые в СССР еще в 1958 г. Такие исследования, однако, являются чрезвычайно трудоемкими и практически стали реальными только тогда, когда появилась возможность запусков высотных ракет, спутников и пилотируемых орбитальных станций. Объясняется это тем, что наблюдения с поверхности Земли в области спектра λ>3 мкм невозможны из-за поглощения этого излучения атмосферой. Кроме того, сильно мешает и собственное тепловое излучение окружающих слоев нижней атмосферы, причем эти помехи так велики, что в полной мере от них не удается избавиться, даже подняв аппаратуру на самолете или высотном аэростате.

Такие эксперименты выполнены в 1958 г. в СССР, когда с геофизической ракеты, поднявшейся на высоту около 500 км, было зарегистрировано излучение Земли и верхней атмосферы в инфракрасном диапазоне 0,8÷40 мкм. По существу, этим экспериментом было положено начало новому научному направлению — космическим исследованиям в инфракрасном диапазоне. Затем последовал ряд как советских, так и американских экспериментов на ракетах, спутниках серии «Космос», «Метеор», на орбитальных космических станциях «Салют-4», «Салют-5». Так, на станции «Салют-4» космонавты Г. М. Гречко и А. А. Губарев впервые для среднеширотной термосферы измерили спектр излучения NО в диапазоне 5,3 мкм. Это имело большое значение для выяснения механизма связи верхней и нижней атмосфер. На станциях «Салют» использовались инфракрасные телескопы-спектрометры, позволяющие регистрировать спектр теплового излучения в диапазоне 1—15 мкм. Эти телескопы, разработанные в Физическом институте им. П. Н. Лебедева АН СССР, существенно отличаются от оптических инструментов, предназначенных для других областей спектра.

Инфракрасное излучение непосредственно не воспринимается глазом человека. Поэтому в состав телескопа входят специальные приемники ИК-излучения, а при наведении на объект космонавты использовали источники, часто ничего общего не имеющие с самим «невидимым» объектом, — опорные звезды, край Земли и т. п. В отличие от измерений излучения в других областях спектра (в рентгеновском, ультрафиолетовом, видимом и в радиодиапазоне) на регистрацию ИК-излучения в диапазоне 3÷20 мкм существенно влияет собственное излучение аппаратуры. Максимум теплового излучения предметов, температура которых близка к комнатной, располагается в инфракрасной области. Интенсивность излучения элементов телескопа (его оптической системы, самого приемника и т. д.) в десятки и сотни тысяч раз превышает исследуемые потоки ИК-излучения. Ясно поэтому, какие огромные трудности возникают при измерениях. Чтобы преодолеть эти трудности, уменьшить помехи и выделить слабое инфракрасное излучение исследуемого объекта, используют глубокое охлаждение аппаратуры и применяют модуляционный метод измерений. Суть его в том, что измеряемый поток периодически прерывается специальным устройством, а излучение самого прибора не модулируется. Охлаждение же осуществляется до температур жидкого или твердого азота (77 и 50 К) и жидкого гелия (~4 К).

Из-за указанных трудностей измерения инфракрасного излучения верхней атмосферы Земли и осуществления всего эксперимента в целом (по существу, космического эксперимента) к настоящему времени накоплено еще сравнительно мало опытных данных об этом излучении, о его пространственном распределении, временных вариациях, связи с геомагнитными возмущениями. Здесь еще предстоит большая работа. Однако уже сейчас, основываясь на осуществленных экспериментах и разработанной в Физическом институте им. П. Н. Лебедева АН СССР теории инфракрасного излучения верхней атмосферы Земли, можно сделать количественные выводы. В геомагнитно-спокойные дни вертикальный поток ИК-излучения в области спектра 2—10 мкм на высотах z > 90 км составляет ~1÷10 эрг/см²·с. Во время же геомагнитных возмущений этот поток в высоких широтах может существенно возрастать, достигая для сильных геомагнитных бурь и ярких полярных сияний величин >10² эрг/см²·с.