Файл: Омхольт, А. Полярные сияния.pdf

194 ГЛАВА 6

лено, причем распределение населенности очень чувстви­ тельно к температуре газа. Кроме того, электронное воз­ буждение молекул не меняет их вращательную энергию,

непосредственным столкновением, а также при помощи вторичных электронов, а медленные протоны производят ионизацию и возбуждают путем перезарядки. Однако из лабораторных экспериментов (см. подробное рассмот­ рение в [29]) и из прямых измерений в полярных сияниях следует, что протоны не изменяют существенно вращатель­ ного состояния молекул.

Основные трудности определения температур из наблю­ дений молекулярных полос связаны’со структурой полос, их интенсивностью и пространственным разрешением, а также погрешностями в определениях высоты полярного сияния. Структура молекулярных полос часто такова, что вращательные линии заметно перекрываются. Кроме того, относительно слабые полосы сильно блендируются дру­ гими эмиссиями полярных сияний. Сияние должно быть достаточно интенсивным, чтобы ограничить время опре­ деления температуры и достичь необходимой точности, иначе проблема пространственного разрешения и привяз­ ки высот значительно осложняется.

По этим причинам для определения вращательных температур в спектре полярных сияний лучше всего под­ ходят полосы (0—0) и (0—1) первой отрицательной системы №+ Х3914 и 4278 Ä- Они составляют заметную часть види­ мого интервала спектра, и их структура идеальна для из­ мерений. Хотя для определений температур используются и другие системы полос (см. [2, 8, 15, 19, 23]), основные результаты были получены при наблюдениях полос первой отрицательной системы Na+.

Общая теория распределения [интенсивностей враща­ тельных линий в молекулярных полосах описана в учебни­ ках молекулярной спектроскопии и здесь не приводится. Для полос первой отрицательной системы Na+ распределение

интенсивностей в так называемой Д-ветви дается соотно­ шением

где К — вращательное квантовое число возбужденного состояния, В — вращательная постоянная, у.— постоянная, связанная с молекулярными и общими физическими конс­ тантами. Более точное соотношение для / включает член более высокого порядка К2{К -|- I)2 в экспоненте, но во всех практических случаях им можно пренебречь. Время жизни возбужденных молекул ничтожно мало, поэтому тепловое распределение определяется нейтральными моле­ кулами в основном состоянии. Небольшие различия в межъ­ ядерном расстоянии в работах разных ^исследователей,

ментальная ошибка. Полосы содержат Р- и Д-ветви. В Р-ветви вращательные линии накладываются друг на дру­ га, а в Р-ветви длина волны монотонно уменьшается с ростом К при достаточно хорошем разрешении. Результаты сканирования полос Х3914 Ä приведены на рис. 6.4.

По известной зависимости интенсивности от К можно определить температуру. Для точки в максимуме интен­

или, лучше, путем аппроксимации наблюдений соотно­ шением

Зависимость \п(І/К) от К{К + 1) должна дать прямую линию, наклон которой зависит от температуры. Если на­ блюдаемые вращательные линии не полностью разрешимы, то необходимо вводить поправки, ибо расстояние между линиями увеличивается с ростом К ■Эта проблема подроб­

Р- и R-ветви

Рис. 6.4. Фотографический спектр полосы (0—0) первой отрица. тельной системы N^- По оси абсцисс приведены вращательные квантовые числа і?-ветви [28].

линию. Такого результата следует ожидать, если регистри­ руемое излучение приходит из областей с различными температурами. Излучение из областей с высокими темпе­ ратурами вносит вклад главным-образом в линии с боль­ шими К, а низкотемпературное излучение определяет ин­ тенсивность эмиссий с малыми К. Поэтому отклонения от прямой линии свидетельствуют об изменениях темпера­ туры "излучающих областей, а распределение интенсив­ ности полярного сияния входит как весовая функция. В связи с тем, что оптический прибор на земле всегда интег­ рирует излучение вдоль луча зрения, необходимо тщатель­ но привязывать результаты наблюдений к высотам в ат­ мосфере.

Длинные серии измерений вращательных температур по фотографическим регистрограммам с не очень высоким разрешением спектров выполнены Вегардом и др. (см. [8, 11, 15]). Поскольку фотографирование велось с длитель­ ными экспозициями, корреляция с отдельными формами полярных сияний и с высотой была очень слабой, а в ряде случаев отсутствовала. Этим объясняется, почему в своем основополагающем исследовании Вегард не обнаружил систематических вариаций температур и ошибочно заклю­ чил, что атмосфера практически изотермична в интервале высот появления полярных сияний.

Наиболее успешно фотографический метод применил Валланс Джонс с сотрудниками [18, 28, 29]. Йохансену и Валланс Джонсу [18] удалось измерить высотные вариации вращательных температур в формах полярных сияний,

располагающихся у северного горизонта. Это было осу­ ществлено проецированием полярного сияния на щель спектрографа в предположении заданной высоты нижней границы. Температурный градиент на высотах от 100 до 160 км составлял 6 К/км. Для освещенных солнцем сияний найдены температуры от 800 до 1500 К, что указывает на их большие высоты в согласии с результатами Штёрмера [25] . В диффузных и пульсирующих сияниях температуры всего на несколько десятков градусов больше, чем в поло­ сах и дугах.

В случае освещенных солнцем полярных сияний погло­ щение солнечного излучения ионами № +, образованными первичными частицами, дает заметный вклад в возбужде­ ние (разд. 5.6). Распределение интенсивности в полосах и между ними следует вычислять, принимая во внимание линии Фраунгофера. Эта проблема подробно рассмотрена в [29].

Последующие исследования были основаны на фотоэлек­ трических методах регистрации. Хантен и др. [16] разра­ ботали «температурный фотометр» с двумя узкополосными фильтрами, центрированными на выбранные длины волн полосы Х3914 А, такие, чтобы относительные интенсивности эмиссий, пропускаемых фильтрами, были чувствительны к вращательной температуре. Это позволяло измерить тем­ пературу за 1 с. Полученный температурный профиль характеризовался градиентом « 6 К/км. Аналогичный результат был получен в [20] с. подобным же прибором, и наблюдались систематические временные вариации темпе­ ратуры. В среднем температура уменьшалась на одну треть за первые два часа после захода Солнца, оставаясь затем примерно постоянной. Этот результат подобен измерениям [26] , описанным в разд. 6.2.

Наиболее надежно вращательные температуры изме­ ряются при помощи фотоэлектрических спектрометров. Ряд таких измерений был выполнен Шефердом и Хантеном [24], Мак-Ивеном и Монталбетти (см. [15]) и Брэнди [5, 6]. С этими измерениями, по-видимому, согласуется температура » 200 К на высоте 90—100 км, увеличиваю­ щаяся до 500 К на высоте 150—160 км, что дает градиент « 5—6 К/км. Данные [6], указывают на то, что вращатель­

198 ГЛАВА 6

ная температура выше нормальной несколько раньше мак­ симума периода распада полярных сияний и ниже нормаль­ ной после фазы распада.

Температуры были также выведены из распределения интенсивности эмиссий в полосах Мейнела в работе [19]. Было найдено хорошее согласие с данными, полученными нз наблюдений полос первой отрицательной системы N2 +.

По полосам системы Вегарда—Каплана найдены враща­ тельные температуры от 900 до 2000 К [2]. Вероятно, такие температуры соответствуют большим высотам. Шемански (см. [27]) получил температуру 700 К из распределения вращательной энергии в первой положительной системе.

6.4. Выводы и перспективы

Из имеющихся измерений можно сделать следующие важные выводы:

а. Температуры, полученные из анализа спектров по­ лярных сияний, показывают вариации с высотой, которые не вполне согласуются с принятыми моделями атмосферы [9]. Градиент 6 К/км пли несколько меньше на высотах между 100 и 160 км, определенный по измерениям полярных сияний, лучше всего согласуется с моделью для минималь­ ной солнечной активности. Однако даже и в этом случае модель [9] дает несколько больший градиент.

Таким образом, имеет место заметное расхождение между температурами, полученными из оптических наблю­ дений полярных сияний и по распределению, плотности в атмосфере, поскольку вряд ли можно сравнивать темпе­ ратуры по данным о полярных сияниях с моделью атмо­ сферы в минимуме солнечной активности. Температуры, полученные из экспериментов с искусственными ионными облаками, согласуются с моделью CIRA (см. [12, 13]). Однако в этих экспериментах возникает неопределенность в привязке температуры к определенной высоте. В случае полярных сияний этой неопределенности не существует. Всякая дискретная форма сияний обычно сопровождается слабым свечением или вуалью. Любое наблюдение с земли в какой-то степени включает постороннее свечение, не принадлежащее дискретным формам сияний и возникающее на других высотах. Это излучение в основном генерируется,

вероятно, на высотах от 100 до 140 км, т. е. в областях с низкими температурами, поэтому температуры, наблюдае­ мые на существенно больших высотах, занижены. Эту труд­ ность можно обойти, производя наблюдения одновременно внутри и вне дискретной формы. Нет сомнения, что наблю­ дения полярных сияний подходящим методом можно при­ менить для непрерывных измерений температуры атмос­ феры .

б. Температурные вариации указывают на сущест­ вование значительных систематических вариаций высот полярных сияний и, следовательно, вариаций характерной энергии первичных частиц. Отмечалось два вида вариаций, согласующихся с выводами из других данных. Существуют вариации энергии частиц, коррелирующие с вариациями интенсивности во время отдельного сияния. Эти вариации интенсивности в большей степени, по-видимому, обуслов­ лены вариациями характерной энергии и в меньшей —■ вариациями в потоках частиц. Наблюдается также умень­ шение температуры в первую половину ночи, соответствую­ щее увеличению жесткости энергетического спектра первич­ ных частиц.

в. Отсутствуют свидетельства в пользу разогрева атмос­ феры во время полярных сияний.

г. Температуры можно определить из оптических на­ блюдений полярных сияний с временным разрешением порядка секунд и с довольно высокой точностью (скажем, 10% или даже лучше). Это дает возможность непрерывного измерения температуры полярной атмосферы и ее изме­ нений с солнечным циклом, временем года, в течение ночи. Систематические измерения температуры вместе с одно­ временными измерениями высот являются мощным и от­ носительно недорогим методом таких исследований.

В то же время оптические измерения температуры дают возможность определять высоту диффузных форм поляр­ ных сияний, которую трудно измерить параллактическим методом в тех случаях, когда знание высоты представляет интерес для сопоставления с данными других измерений, например радиолокационных или поглощением космичес­ кого радиоизлучения.

ЛИТЕРАТУРА

1.Мулярчик Т. М., в сб. «Спектральные, электрофотометрическне и радиолокационные исследования полярных сияний и свече­

ния ночного неба», Изд-во АН СССР, М., 1959.

2.Ahmed. М., J. Atmosph. Terrest. Phys., 31, 1259 (1969).

3.Armstrong E. В., in The Airglow and Aurora, eds. E. B. Armst­

5.Brandy J. H., Canadian J. Phys., 42, 1793 (1964).

6.Brandy J. H., Canadian J. Phys., 43, 1697 (1965).

7.Chabbal R ., Rev. Opt., 37, 49 (1958).

8.Chamberlain J. IV., Physics of the Aurora and Airglow, Acad.

Press, 1961. (Русский перевод: Дж. Чемберлен, Физика по­ лярных сияний и излучения атмосферы, ИЛ, М., 1963.)

9.CIRA: Cospar International Reference Atmosphere, NorlhHolland Publ. Co., 1965.

10.Gerard J.-C., Harang 0., Phys. Norvegica, 4, 217 (1970).

11.Harang L., The Aurorae, Chapman and Hall Ltd., 1951.

12. Harang O., in Atmospheric Emissions, eds. В. M. McCormac,

A. Omholt, Van Nostrand Reinhold Co., 1969.

13.Harang О., частное сообщение, 1970.

14.Hilliard R. L., Shepherd G. G., Planet. Space Sei., 14, 383 (1966).

15.Hunten D. M., Ann. Geophys., 17, 249 (1961).

16.Hunten D. M., Rawson E. G., Walker J. /С-, Canadian J. Phys., 41, 258 (1963).

24 (1962).

19.Mathews W. G., Wallace L., J. Atmosph. Terrest. Phys., 20,

1(1961).

20.Maseide K., in Studies of local morphology, structure and dyna­

24.Shepherd G. G., Hunten D. M., J. Atmosph. Terrest. Phys., 6, 328 (1955).

25.Stürmer C., The Polar Aurora, Clarendon Press, 1955.

26.Turgeon E. C., Shepherd G. G., Planet. Space Sei., 9, 295 (1962).

27.Vallance Jones A., in Aurora and Airglow, ed. В. M. McCormac, Reinhold Publ. Co., 1967.

28.Vallance Jones A., Harrison A. W., J. Atmosph. Terrest. Phys.,

6, 336 (1955).

29.Vallance Jones A., Hunten D. M., Canadian J. Phys. 38, 458. (1960).

30.Wark D. Q., Astrophys. J., 131, 491 (1960).