Пропуская солнечный луч сначала через узкую щель, а затем через стеклянную призму, мы получим на экране широкую разно цветную полосу, состоящую из всевозможных цветов, непрерывно переходящих один в другой. Эта цветная полоса называется спектром. Спектр возникает вследствие различной преломляемости (отклоняемости) призмой лучей различных цветов, входящих в состав солнечного света. Сильнее всего из видимых лучей стеклянная призма отклоняет фиолетовые лучи, меньше всего — красные. Но видимыми лучами спектр не ограничивается. Невидимые глазом лучи — за красным концом спектра, которые отклоняются призмой еще меньше, чем красные,— называются инфракрасными. За фиолетовыми лучами есть лучи, обладающие еще большей преломляемостью, чем фиолетовые,— это так называемые ультрафиолетовые лучи, также невидимые глазом. Спектр, состоящий из непрерывного ряда цветов, называется непрерывным, или сплошным. Такой спектр дает излучение, например, раскаленных твердых или жидких тел.
Разреженные газы испускают излучение, состоящее из большого числа отдельных линий и полос различной окраски, Такой спектр называется линейчатым (его дают газы, состоящие из атомов) или полосчатым (его дают газы, состоящие из молекул).
Свет, как известно, представляет собой электромагнитные колебания, распространяющиеся со скоростью 300 тыс. км/сек. Его можно охарактеризовать двумя величинами: длиной волны и размахом, или амплитудой, колебаний. Различие в цвете за висит от длины световых волн, а интенсивность света (его яркость) определяется амплитудой колебаний. Число колебаний электромагнитного поля в секунду называется частотой колебаний; между часто той и длиной волны существует соотношение:
где λ —длина волны, v — частота и с — скорость распространения света.
Длину световой волны обычно измеряют в миллимикронах (1 mμ = 1 : 1 000 000 мм) или ангстремах (1 А = 1 : 10 000 000 мм). Наш глаз воспринимает световые волны от 7600 (темно-красный цвет) до 3800 ангстрем (фиолетовый).
Современные спектральные приборы позволяют измерять длину световой волны с поразительной точностью: ошибка 0,01 — 0,0001 mμ., что составляет тысячные доли процента от измеряемой длины волны.
Установлено, что каждая линия в спектре какого-нибудь газа находится всегда на одном и том же, вполне определенном месте и соответствует вполне определенной длине световой волны. Спектр, присущий одному элементу, никогда не повторится у другого. Поэтому по виду спектра можно определить химический состав источника света. Этот способ определения химического состава называется спектральным анализом. Спектральный анализ является одним из самых тончайших методов исследования. С помощью спектрального анализа можно определить малое содержание приме сей, присутствие которых далеко не всегда удается обнаружить химическим путем.
Особое значение имеет применение спектрального анализа для изучения удаленных светящихся объектов. С его помощью определяется химический состав небесных тел и скорость их движения.
Природа спектров стала ясна после того, как была разработана теория строения атома. Как показали исследования, атом любого химического элемента представляет собой сложное образование, состоящее из сердца атома — ядра, несущего положительный электрический заряд, и обращающихся с огромной скоростью вокруг ядра отрицательно заряженных электронов. Совокупность этих электронов называется электронной оболочкой атома. Чем сложнее атом, тем больше у него электронов в оболочке. Ядро представляет собой прочное соединение положительно заряженных протонов и не имеющих электрического заряда нейтронов. Самое простое ядро — ядро атома водорода — состоит из одного протона; ядра других атомов, помимо протонов, содержат и нейтроны. Протон обладает зарядом положительного электричества, равным по величине заряду электрона. Протоны и нейтроны обладают почти одинаковой массой, но масса их примерно в 1840 раз больше массы электрона. Число протонов в ядре равно его заряду, а заряд ядра совпадает с порядковым номером химического элемента в периодической системе Менделеева. Так, например, ядро атома гелия, следующего за водородом элемента в таблице Менделеева, состоит из двух протонов и двух нейтронов. Заряд этого ядра равен двум единицам, а атомный вес — четырем. Ядро занимает ничтожно малую часть всего объема атома. Диаметр ядра в десятки тысяч раз меньше диаметра атома, но в нем сосредоточена почти вся масса атома. Если представить себе атом увеличенным до размеров комнаты средней величины, то ядро в таком атоме будет иметь размер пылинки. Положительный заряд ядра уравновешивается суммарным отрицательным зарядом электронов (количество их равно числу протонов в ядре), поэтому атом в обычном состоянии электрически нейтрален.
Взаимно притягивающиеся ядро и электрон находятся в сложном взаимодействии. До известной степени атом подобен миниатюрной солнечной системе, в которой роль Солнца играет ядро, а роль планет — электроны.
Однако, в отличие от планет, электроны могут двигаться вокруг ядра не по всем возможным, а лишь по совершенно определенным ор битам, так что состояния атома можно наглядно изобразить как ступеньки лестницы. Можно подняться на одну, две и т. д. ступеньки, но нельзя подняться на 1,5 ступеньки. Точно так же и электроны в ядре могут находиться лишь на «разрешенных» орбитах, но не на промежуточных между «разрешенными».
Переход электронов с одной орбиты на другую происходит по строго определенным правилам. Переход электрона на более близкую к ядру орбиту сопровождается излучением света определенной длины волны, т. е. соответствующего определенной линии в спектре. На оборот, переход электрона на более удаленную от ядра орбиту — возбуждение атома — происходит при поглощении атомом энергии. Возбуждение атома может происходить путем, например, электрон ной бомбардировки газа. В этом случае возбуждение происходит за счет кинетической энергии налетающих на атом электронов. Возбуждение атома может происходить и при поглощении атомом света соответствующей длины волны.
В возбужденном состоянии атом существует очень недолго (порядка стомиллионной доли секунды); возвращаясь в свое нормальное состояние, он теряет энергию, сообщенную ему ранее; эта энергия и проявляется в виде свечения.
Энергия атома при испускании или поглощении света меняется не непрерывно, а определенными порциями — квантами, или фотонами. Энергия кванта при каждом акте излучения, т. е. переходе электрона с одной орбиты на другую, всегда соответствует закону:
где ν — частота излучаемого света, Е1 — энергия излучающей частицы до излучения, Е2 — энергия той же частицы после излучения, а множитель h — некоторая физическая постоянная, численно равная 6,62∙10-27 эрг. сек. Этот закон соблюдается и при поглощении: квант света поглощается атомом только тогда, когда энергия светового кванта равна энергии, необходимой для перехода атома из состояния с энергией Е2 в состояние с энергией Е1.
В результате возбуждения атома его внутренняя энергия увеличивается на величину hv, а при излучении она уменьшается на эту же величину. Нормальное (основное) состояние атома соответствует его минимальной внутренней энергии. В этом основном состоянии атом, если он не подвергается внешним воздействиям, может оставаться сколь угодно долго. Возбужденные состояния, как правило, весьма неустойчивы.
Каждая линия в спектре соответствует переходу между двумя какими-то состояниями, причем, как мы уже говорили, длина волны линии обратно пропорциональна разности энергии соответствующих состояний, или, как их иногда называют, уровней энергии.
Совокупность возможных состояний атома можно наглядно пред ставить в виде диаграммы энергетических уровней, или состояний.
На рис. 27 изображена упрощенная схема энергетических состояний простейшего атома — атома водорода. Расстояние между уровнями пропорционально разности энергии. Переход со второго уровня на первый дает линию, называемую La, с третьего на первый — линию L3 и т. д. Все эти линии, образующиеся при переходе электрона с более далеких орбит на первую, называются линиями серии Лаймана.
Линии, образуемые переходами на второй уровень, составляют так называемую серию Бальмера и обозначаются буквой Н, с со ответствующим значком — На, Hβ, Нγ и т. д. Расстояние от первого до второго уровня очень велико, поэтому соответствующая этому переходу линия Lа имеет очень малую длину волны и лежит в
далекой ультрафиолетовой области. Линии L3 и Lγ и другие лежат в еще более далекой области. Линии же серии Бальмера лежат в видимой и близкой ультрафиолетовой областях спектра: На— красная (6562,8), Нβ — голубая (4861,3) Нγ — синяя (4340,5 А).
Переходы с более высоких уровней на третий, четвертый и т. д. соответствуют малой разности энергии: образующиеся линии лежат в длинноволновой инфракрасной области. Из рис. 27 видно, что уровни энергий (черточки) по мере увеличения энергии располагаются все теснее, сходясь к некоторому пределу. Такие же пределы имеют уровни всех атомов. Чем выше уровень, тем больше полная энергия электрона. При энергии, соответствующей предельному уровню, электрон преодолевает притяжение ядра и улетает из атома. Такой отрыв электрона называется ионизацией, а атом, лишенный электрона, называется ионом. Ионизированные, возбужденные, атомы дают спектры, отличные от спектра нормального атома.
Процесс, противоположной ионизации, называется рекомбинацией. В результате рекомбинации положительно заряженный ион воссоединяется со свободным электроном и образуется нейтральный атом.
Если ионизированный атом получил такое количество добавочной энергии, что от него будет оторван еще один электрон, то возникает дважды ионизированный атом. Таким путем можно получить многократно ионизированный атом. Возбуждение и ионизация наблюдается также и у молекул. Благодаря большой сложности молекул их спектры имеют совсем другой вид, чем у атомов: как мы уже отмечали, они состоят из полос, поэтому спектр молекул называется полосчатым. Каждая полоса молекулярного спектра представляет собой совокупность множества отдельных линий.
Получение спектров полярных сияний сопряжено со значительными трудностями. Исследование различных областей спектра требует разных приборов и различных методов. До недавнего времени ученые могли наблюдать и изучать лишь видимую область спектра полярных сияний и прилегающую к ней ультрафиолетовую и инфра красную области. Дело в том, что наша атмосфера поглощает часть падающей на нее энергии, причем лучи света разной длины волны поглощаются по-разному. Излучение со стороны коротких волн ограничено пределом λ = 2800 А. Более коротковолновое излучение полностью поглощается атмосферным озоном. Со стороны длинных волн оно ограничивается сильным увеличением поглощения в земной атмосфере в инфракрасной области спектра, обусловленным водяными парами; к тому же существующие приемники излучения в этой полосе частот имеют очень малую чувствительность. Эти границы и определяют «оптическое окно прозрачности» земной атмосферы Для исследования видимой области спектра, простирающейся от 400 до 700 mμ, применяют спектрограф со стеклянными призма ми и линзами; для ультрафиолетовой области пользуются спектрографом с кварцевой оптикой, так как кварц хорошо пропускает ультрафиолетовые лучи, а стекло для этих лучей непрозрачно.
Основные части спектрографа (рис. 28) таковы: 1) диспергирующее устройство, которое разлагает свет на составные части; 2) коллиматор, состоящий из системы линз, с помощью которого фокусируется излучение различных длин волн; 3) щель, через которую свет проходит в спектрограф. Спектральные линии — это, по сути дела, изображения щели в лучах разных длин волн, выделенных диспергирующей системой из общего излучения, падающего на щель. По лученный спектр фотографируется на пластинке или пленке.
Диспергирующим устройством может служить призма или дифракционная решетка. Действие призмы основано на том, что показатель преломления вещества, из которого она состоит, зависит от длины волны: для коротких волн он больше, чем для длинных. По этому призма отклоняет к своему основанию падающие на нее лучи по-разному: более короткие отклоняются сильнее, чем и достигается разделение света разных длин волн. Дифракционная решетка представляет собой стеклянную или металлическую пластинку, на которой на строго равных расстояниях один от другого нанесено множество штрихов: 600—1200 и более на миллиметр. Действие решетки основано на том, что падающий на решетку свет отражается или проходит через нее и благодаря штрихам разбивается на множество узких пучков. Световые волны пучков складываются (интерферируют) друг с другом, то усиливаясь, то ослабляясь, причем эти усиления или ослабления света для разных длин волн происходят в разных точках пространства (например, в разных точках фотопластинки, на которую падает прошедший через решетку свет). Таким образом, и здесь происходит разделение света по разным длинам волн.
Как уже указывалось, особые трудности представляет фотографирование спектров полярных сияний в инфракрасной области вследствие малой чувствительности к ним фотографических материалов (пластинок и пленок). Несмотря на применение специальных составов, повышающих чувствительность фотопластинок к инфракрасным лучам, до 1951 г. удалось получить спектры полярных сияний только до длины волны 8600 А. Положение коренным образом изменилось в 1951 г., когда профессор В. И. Красовский осуществил но вый принцип фотографирования спектров полярных сияний, приме нив так называемый электронно-оптический преобразователь; он преобразует невидимое для глаза и невоспринимаемое фотопластинкой изображение в инфракрасных лучах в видимое. Применение его открыло новые возможности в изучении полярных сияний.
Принцип действия электронно-оптического преобразователя заключается в следующем. Инфракрасные лучи падают на катод — пластинку, поверхность которой после особой обработки приобретает свойство испускать электроны из тех мест, куда попадают инфракрасные лучи. Эти электроны ускоряются в сильном электрическом поле и попадают на экран, который светится под действием ударов электронов зеленым светом в тех точках, куда они попадают. Электрическое поле направлено так, что все электроны, вылетающие из одной точки катода, собираются также в одной точке флюоресцирующего экрана.
Таким образом, на экране получается электронное изображение, соответствующее оптическому изображению, спроектированному на фотокатод. В случае полярных сияний это будут линии и полосы инфракрасного спектра сияний, воспроизводимые в зеленом цвете флюоресцирующего экрана, хорошо воспринимаемого и глазом и фотопластинкой.
В 1951 г. В. И, Красовский, Б. А. Багаряцкий и М. И. Мордухович впервые получили на призменном спектрографе с помощью электронно-оптического преобразователя инфракрасные спектры полярных сияний до длины волны 1200 mμ. Таким образом, если до 1951 г. исследованная область спектра в полярных сияний охватывала интервал длин волн от 3000 до 8600 А, т. е. составляла 560 mμ, то в 1951 г. этот интервал увеличился сразу до 9000 А (от 3000 до 12 000 А), т. е. более чем в полтора раза.
Спектр обычных щелевых спектрографов представляет собой фотографию узкой полосы неба. Применение щелевых спектрографов требует значительных экспозиций, отчего спектр отдельных форм полярных сияний сфотографировать очень трудно.
В 1948 г. профессор А. И. Лебединский предложил снимать спектр отдельных форм сияний с помощью бесщелевого спектрографа. Этот метод позволяет с короткими экспозициями фотографировать спектр самых сильных линий, в которых сосредоточена значительная часть видимого свечения.
Метод фотографирования спектра сияния на бесщелевом спектрографе состоит в следующем. Берется узкая полоса, вырезанная из круглого выпуклого зеркала. В таком зеркале отражается полоса неба, пересекающая весь небосвод. Полярное сияние, появившееся на небе и отраженное в полоске зеркала, фотографируется обычным светосильным спектрографом, но без щели (зеркало ориентируется параллельно преломляющему ребру призмы). Так как в этом случае на призму спектрографа падает весь свет сияния, отраженный зеркалом, а не узкий участок свечения, проектирующийся на щель, то экспозиции сокращаются настолько, что становится возможным изучать отдельные, быстро меняющиеся формы сияний в разных длинах волн.
При достаточном удалении фотокамеры от зеркала на фотографии спектра получаются 4—6 не налагающихся друг на друга изображения полосы неба в свете линий с длинами волн 6300, 5577, 4278 и 3914 А, а при больших экспозициях и в некоторых других линиях.
Более 300 спектров сияний, снятых на такой установке с экспозициями от одной до трех минут, было получено экспедициями Ленинградского университета и Научно-исследовательского института земного магнетизма в марте 1949 г. и в феврале и марте 1950 г.
Спектр полярного сияния, как и всякого разреженного газа, со стоит из линий и полос; линии принадлежат атомам газов, а полосы — молекулам.
Изучение спектров полярных сияний дает много важных сведений о составе воздуха на больших высотах. Именно спектроскопические исследования полярных сияний явились первыми надежными источниками для суждения о составе и состоянии верхних слоев земной атмосферы. В результате более чем полувековых исследований в спектре полярных сияний удалось зарегистрировать около 500 линий и полос, определить длины их волн и большинство из них отождествить с линиями уже известных веществ.
Если посмотреть на полярное сияние в обычный спектроскоп, то мы увидим только одну зеленую линию. Это самая яркая линия в спектре полярного сияния, и именно она придает сияниям зеленоватую окраску. Когда сияния бывают окрашены в красный цвет, в спектроскопе можно обнаружить интенсивную красную линию.
Длина волны, соответствующая зеленой линии, равна 5577,35 А, а красной 6300,30 А. Обе эти линии принадлежат нейтральным атомам кислорода.
Этот факт имеет большое значение. Дело в том, что кислород в нижних слоях атмосферы присутствует всегда в виде двухатомных молекул О2. Если каким-либо способом (например, облучая воздух рентгеновыми лучами или создавая в нем электрический заряд) диссоциировать кислород, т. е. расщепить его молекулы О2 на атомы О, то очень скоро после выключения диссоциирующего агента все атомы снова соединяются в молекулы О2. Постоянное присутствие в верхних слоях атмосферы атомарного кислорода указывает на то, что эти слои подвержены действию каких-то мощных диссоциирующих агентов. Установлено, что одним из этих агентов является ультрафиолетовое излучение Солнца. Подробнее об этом будет сказано в главе, посвященной теориям полярных сияний.
Большую интенсивность в спектре сияний имеет так называемая отрицательная система полос азота в фиолетовой и синей частях спектра. Полосы излучаются ионизированными молекулами азота N2+. Отрицательной эта система названа потому, что в разрядной трубке, наполненной азотом, она возникает вблизи отрицательного электрода, где скорость электронов, возбуждающих свечение, достаточна для ионизации молекул. Основные самые сильные полосы этой системы имеют длины волн 3914, 4278 и 4708 А.
Первая положительная система наблюдается в красной и инфракрасной частях спектра. Главные полосы этой системы имеют длины волн 5991 и 5867 А. Вторая положи тельная система менее интенсивна и преобладает в ультра фиолетовой части спектра. Главные полосы этой системы имеют длины волн 3997 и 4059 А. Обе системы излучаются нейтральны ми молекулами азота N2. Свое название обе эти системы получили потому, что они наблюдаются в разрядной трубке вблизи положительного электрода, где скорость электронов еще недостаточна, чтобы образовывать ионы.
Нейтральные молекулы азота излучают в фиолетовой и ультра фиолетовой частях спектра еще одну слабую систему (систему полос Вегарда — Каплана). Общее число линий и полос, принадлежащих молекулярному азоту, в спектре сияний достигает 100. Обычная спектрограмма полярного сияния приведена на рис. 29. Серия спектрограмм, полученная на бесщелевом спектрографе системы профессора А. И. Лебединского, приведена на рис. 30.
Таким образом, спектры полярных сияний дают определенные указания на присутствие в верхних слоях молекул азота в нейтральном и ионизированном состоянии.
В отличие от кислорода, азот трудно диссоциирует и существует в виде молекул. Однако в последнее время в спектрах сияний обнаружены линии 3466 и 5199 А, приписываемые многими авторами атомам азота. Первая линия принадлежит обычным сияниям; ее интенсивность возрастает с высотой. Вторая линия обнаружена в низкоширотных сияниях. В какой степени атмосферный азот в области полярных сияний диссоциирован на атомы, остается пока неясным, так как процессы, вызывающие диссоциацию, еще недостаточно хорошо известны. По некоторым данным можно считать (по оценке Бернара), что доля диссоциированного азота возрастает от значений 1/5 общего числа молекул вблизи высоты 100 км до 3/4 на высотах 600—700 км. Возможно, что в зоне сияний процент атомарного азота больше, чем на более низких широтах. Однако, как уже указывалось, спектры наиболее высоких полярных сияний свидетельствуют о наличии значительных количеств молекул N2.
В спектрах сияний обнаружены линии водорода (На,, Нβ, Нγ). Серия спектрограмм, полученных в Тромсё 3 декабря 1951 г.с небольшими интервалами и экспозициями в 4—10 минут, показала значительные изменения интенсивности линий водорода и красной полосы молекулярного азота. В это же время зеленая линия 5577 и красная линия 6300, при надлежащие атомарному кислороду, из менялись мало. Сопоставление спектров с формами сияний указывает обычно на присутствие водородной линии На в спокойных, не лучистых формах, т. е. на первой стадии развития сияний (Мейнел, Гартлейн). С переходом к лучистым формам линия На исчезает. По последним исследованиям А. Е. Веллера вблизи зоны сияний, в Мурманске (1955—1956 гг.), линия На появлялась в спектре «послесвечения», возникающего после вспышек лучистых форм, т. е. на заключительной стадии развития сияний.
Линия Нβ в спектре слабых форм, следующих за яркой вспышкой, была получена Хантеном в Саскатуне (5 = 61°). Возможно, что линия На присутствует и в лучистых формах, но маскируется полосами азота N2.
К вопросу о присутствии водорода в областях полярных сияний мы еще вернемся.
Не исключено, что в спектре полярных сияний присутствуют полосы, приписываемые молекулам О2 (первая отрицательная система). К этой полосе, возможно, следует отнести полосу между 5528 и 5289 А с резким краем 5258 А. Это так называемая «вторая зеленая линия».
Слайфер и советские исследователи В. И. Черняев и М. Ф. Вукс в 1937 г. обнаружили в спектрах другого интересного оптического явления, родственного полярным сияниям,— свечении ночного неба — линию натрия 5893 А, что явилось совершенно неожиданным. К настоящему времени насчитывается более ста работ, выполненных в разных странах и посвященных этому вопросу, но как попали атомы натрия в атмосферу Земли, пока еще точно не установлено. Некоторые исследователи стоят на той точке зрения, что эти атомы земного происхождения; другие полагают, что их происхождение космическое. Позднее линии натрия были обнаружены и в спектрах полярных сияний. По мнению норвежского исследователя Вегарда, натрий, как и водород, поступает к нам от Солнца. В подтверждение этого предположения приводится факт усиления линий натрия на спектрограммах, снятых с верхних участков полярных сияний. Натриевые ионы, поступающие к нам от Солнца, нейтрализуются и перестают быть заметными, по-видимому, на больших высотах, чем водородные ионы.
Остановимся очень кратко на явлении свечения ночного неба.
Измерения яркости ночного неба показали, что только четверть всего света, посылаемая ночным небом, принадлежит звездам и туманностям. Остальная часть свечения принадлежит собственному свечению земной атмосферы: светятся атомы кислорода, молекулы азота и других газов, входящих в состав земной атмосферы. Поэтому естественно, что спектры свечения ночного неба похожи на спектры полярных сияний, так как в свечении участвует одна и та же среда, но во многом они существенно отличаются, так как механизмы возбуждения обоих явлений различны. Наряду с исследованиями полярных сияний исследование спектров свечения ночного неба играет важную роль в получении сведений о химическом составе и физическом состоянии верхних слоев земной атмосферы.
Природа свечения ночного неба окончательно не решена, и во взглядах ученых на этот вопрос имеются глубокие расхождения. Высота, с которой идет излучение, определена недостаточно надежно, но, по-видимому, оно происходит в области 100—200 км. Связь свечения ночного неба с магнитными возмущениями тоже не установлена.
Спектр собственного свечения атмосферы состоит из системы линий и полос, наложенных на непрерывный спектр. Главные излучения в этом спектре следующие:
1. Очень интенсивное инфракрасное излучение в области 9000— 11 000 А. Спектр этой области был получен впервые В. И. Красовским в 1951 г. на спектрографе с применением электронно-оптического преобразователя.
2. Зеленая и красная линии атомарного кислорода (5577 и 6300 А).
3. Двойная линия натрия (5890; 5896 А).
4. Многочисленные полосы, которые различимы для длин волн меньших 4000 А, но частично теряющиеся на сине-фиолетовом участке спектра.
5. Иногда сразу же после захода Солнца в спектрах свечения ночного неба обнаруживается линия атомарного азота 5199 А.
Интересные явления наблюдаются в сумерки, когда Солнце уходит под горизонт: а) резко вспыхивает линия натрия (эффект, также обнаруженный В. И. Черняевым и М. Ф. Вуксом); б) быстро возрастает, а затем медленно убывает интенсивность красной линии кислорода (обратные изменения отмечены на рассвете); в) наблюдается вспышка излучения линий ионизированных молекул азота N2+, которые, в противоположность полярным сияниям, в свечении ночного неба обычно слабы. Интересно, что излучение 3914 А в сумерках, по наблюдениям в Канаде, было обнаружено только в магнитно-возмущенные периоды.
Сильно развитые в спектрах полярных сияний отрицательные полосы, излучаемые молекулами N2+ и отсутствующие или слабо заметные в спектрах ночного неба, указывают на разный механизм возбуждения этих двух свечений.
Самые последние годы принесли еще одну неожиданность: в свечении верхних слоев земной атмосферы найдены полосы молекул гидроксила ОН (Мейнел, Красовский и др.) — соединения, которые нигде кроме верхних слоев атмосферы в свободном виде не встречаются в силу своей большой химической активности. В верхних же слоях земной атмосферы это соединение присутствует постоянно и является источником очень сильного инфракрасного свечения ночного неба.
В 1954 г. Н. И. Федорова, а также А. Е. Веллер, получили хорошие по качеству инфракрасные спектры на светосильных спектрографах с дифракционной решеткой в сочетании с электронно-оптическим преобразователем. На рис. 31 приведен снимок инфракрасного спектра полярного сияния, полученный на спектрографе с дифракционной решеткой Н. И. Федоровой. На снимке для сравнения приведена часть спектра Мейнела. На спектрах хорошо видны полосы гидроксила и азота.
Часто наблюдаемая в сияниях игра красок должна сопровождаться изменениями интенсивности линий и полос в спектре сияний. Действительно, спектр полярных сияний не остается постоянным. При определенных условиях некоторые линии могут не появиться совсем, другие же линии будут усилены. Спектр сияний значительно изменяется в зависимости от их формы, высоты, условий освещенности Солнцем и других факторов. Известны, например, следующие закономерности:
1. Интенсивность красной кислородной линии увеличивается с вы сотой (т. е. от нижнего края полярных сияний к верхнему). На больших высотах красная линия может стать преобладающей.
2. Интенсивность красной кислородной линии увеличивается с уменьшением широты места и следует 11-летнему солнечному циклу пятен.
3. В таких формах сияний, как занавеси, полосы, дуги, лучи, интенсивность зеленой линии больше, чем в диффузных формах. Можно предполагать, что диффузные и лучистые сияния принадлежат к двум различным спектральным типам.
4. Интенсивность зеленой линии падает с высотой быстрее, чем интенсивность отрицательных полос, расположенных в голубой и фиолетовой частях спектра, вследствие чего фиолетовый цвет сияния простирается заметно выше зеленого.
5. В освещенных Солнцем полярных сияниях красная кислородная линия сильнее зеленой. В результате смешения красного излучения атомарного кислорода с зеленым излучением этого же газа и возникает серо-фиолетовый цвет, свойственный сияниям, освещенным Солнцем.
6. Интенсивность линии натрия обнаруживает значительные колебания. Иногда линия натрия в полярных сияниях, происходящих на больших высотах, бывает интенсивной даже в полночь. В среднем излучение натрия зимой больше, чем летом, и показывает хорошо выявленный максимум в середине зимы. Согласно исследованиям Вегарда, интенсивность натриевой линии, возможно, связана с солнечной активностью.
7. Относительная интенсивность водородных линий в спектрах сияний увеличивается с увеличением расстояний от осевого полюса. Так, например, по данным норвежских исследователей, интенсивность водородной линии (На) в спектрах сияний, полученных в Осло,
примерно в 6 раз больше, чем в Тромсё, расположенном севернее Осло примерно на 10°. Водородное излучение в Иерской обсерватории (Чикаго), по данным Мейнела, достигало интенсивности самой сильной в спектрах сияний зеленой линии, чего никогда не наблюдалось на более северных станциях. Этот факт имеет чрезвычайно важное значение для теории полярных сияний.
8. Некоторые линии ионизованного атомарного кислорода усиливаются с увеличением высоты, что указывает на повышение концентрации атомарного ионизованного кислорода с высотой.
Хотя для объяснения особенностей спектров и механизма возбуждения полярных сияний было предложено много теорий (Вегард, Митра, Красовский, Шкловский, Бейтс, Чепмен, Николе, Мэсси и др.), законченной теории возбуждения спектров и их изменений еще нет и пока нельзя окончательно утверждать, что найдено верное их объяснение. Поэтому мы не будем входить в подробности этого вопроса, так как предполагаемые многими авторами процессы для объяснения возбуждения линий и полос спектров полярных сияний нуждаются еще в тщательном изучении. Но несомненно, что спек тральные изменения должны быть связаны как с механизмом возбуждения атомов и молекул, так и с физическими процессами, происходящими в верхних слоях земной атмосферы.
Хотя спектры полярных сияний исследуются уже в течение не скольких десятилетий, однако и в настоящее время еще мало известно об основных физических процессах, определяющих всю картину свечения.
—Источник—
Исаев, С.И. Полярные сияния/ С.И. Исаев [и д.р.]. – М.: Издательство академии наук СССР, 1958.- 112 с.
Предыдущая глава ::: К содержанию ::: Следующая глава
