Геомагнетизм и аэрономия, 2019, T. 59, № 3, стр. 374-379

1. ВВЕДЕНИЕ

Понятие “эмиссионные слои” прочно вошло в терминологию физики верхней атмосферы в семидесятых годах прошлого века после визуальных наблюдений с пилотируемых космических аппаратов различных светящихся слоев над ночным горизонтом Земли. Первоначально наблюдатели описывали этот эффект как 2−3 тонких (1°−2°) слабо светящихся слоя, расположенных на высотах до 8° над ночным горизонтом. В ряде случаев отмечалась цветная вертикальная структура областей свечения [Лазарев и др., 1981]. Инструментальная регистрация этих объектов представляла в то время определенные трудности, связанные с их низкой яркостью и, как следствие, необходимостью гидирования объектов съемки при длительных экспозициях. Первые качественные фотографии этих слоев были получены на станции “Салют 7” в начале 1980-х гг., в частности, в 1982 г., во время советско-французского эксперимента “ПСН” (PCN, от французского Photographier le Ciel Nocturne – фотографирование ночного неба) [Koutchmy and Nikolsky, 1983; Никольский и др., 1987; Платов и др., 1989].

Сравнение данных, полученных на космических аппаратах, с результатами наземных наблюдений свечения ночного неба позволило отождествить наблюдаемые из космоса светящиеся слои с областями характерных атмосферных эмиссий [Шефов и др., 2006; Семенов и Платов, 2008].

Впоследствии регулярные наблюдения атмосферных эмиссий с космических аппаратов, к сожалению, не проводились, хотя эпизодически инструментально регистрировались различные оптические явления в атмосфере. В частности, во время работы 51-й экспедиции на МКС (20 ноября 2016 г.–10 апреля 2017 г.) французский астронавт Тома Песке получил ряд замечательных фотографий эмиссионных слоев атмосферы Земли.

Современные средства регистрации – цифровые фотоаппараты и видеокамеры – имеют высокую чувствительность, превышающую чувствительность и динамический диапазон пленочной аппаратуры, что позволяет регистрировать слабо светящиеся объекты с достаточно короткими экспозициями.

Цель настоящей статьи состоит в определении геометрических параметров эмиссионных слоев атмосферы, зарегистрированных с борта МКС в 2017 г., и определении физического механизма свечения узкого синего слоя вблизи видимого горизонта.

2. ИДЕНТИФИКАЦИЯ ХАРАКТЕРНЫХ ЭМИССИЙ

Первоначально визуально из космоса наблюдались два светящихся слоя на высотах ~110 км (зеленый) и ~250 км (красный), которые получили названия “первый” и “второй” эмиссионный слой. На самом деле структура областей атмосферной эмиссии значительно сложнее из-за суперпозиции нескольких слоев в мезопаузе-нижней термосфере.

В настоящее время можно надежно идентифицировать несколько слоев атмосферы.

Эмиссии металлов. Металлы в верхней атмосфере присутствуют в виде малых примесей. Их наличие определяется испарением метеорного вещества или, как в случае натрия, диффузионными процессами в атмосфере. Данные ракетных и лидарных измерений свидетельствуют о том, что эмиссии металлов генерируются в слое толщиной ~ 10 км с максимальной яркостью на высоте ~90 км. Доминирующим механизмом излучения является резонансное рассеяние солнечного света, поэтому этот слой имеет достаточно высокую яркость только в условиях освещенности Солнцем. Излучение дублета натрия 589.0–589.6 нм имеет интенсивность ~1000 рэлей. Здесь и далее интенсивность приведена для условий наблюдения с Земли “поперек слоя”, при наблюдениях с космических аппаратов “вдоль слоя” интенсивность свечения возрастает в ~50 раз. Эмиссии калия 769.9 нм и магния 280.0 нм также довольно интенсивны, ~400 и ~300 рэлей, но не воспринимаются визуально. В ночное время интенсивность этих эмиссий не превышает десятков рэлей.

Атомарный кислород. Излучение атомарного кислорода с длиной волны 557.7 нм было первой атмосферной эмиссией, обнаруженной в условиях средних широт. Эта линия соответствует переходу между метастабильными уровнями ¹S и ¹D нейтрального атома кислорода. Время жизни атома кислорода в состоянии ¹S ~ 0.8 с. В слоях атмосферы ниже 90 км эта линия очень слаба, так как максимум концентрации атомарного кислорода расположен на высоте ~100 км, а с уменьшением высоты концентрация O резко уменьшается. Интервал высот атмосферы, в которой это излучение наиболее интенсивно (~300 рэлей в невозмущенных геофизических условиях), составляет 90–110 км. Свечение этого слоя имеет неоднородную горизонтальную структуру, связанную с наличием зон турбулентности в области мезопаузы. Размер пятен от 10 до 1000 км, средний размер ~100 км [Платов и др., 1989]. Поскольку яркость этого слоя велика, а длина волны 557.7 нм находится вблизи максимума чувствительности человеческого глаза, излучение этого слоя визуально уверенно наблюдается с борта космических станций.

Излучение с длиной волны ~630.0 нм с максимумом на ~300 км является второй линией атомарного кислорода, наблюдаемой в атмосфере. Это излучение соответствует запрещенным переходам из метастабильного состояния ¹D в состояние ³P (триплет 639.2 (³P₀), 636.4 (³P₁), 630.0 (³P₂) нм). Эффективное время жизни возбужденного состояния ~130 с, что определяет возможность излучения таких атомов на высотах 250−350 км. В расположенных ниже, более плотных слоях атмосферы, происходит гашение этих линий в результате столкновений с молекулами атмосферных газов. Интенсивность свечения красной кислородной линии ночью в невозмущенных геофизических условиях составляет 50−100 рэлей, в утренние и вечерние сумерки ~1000 рэлей. Этот слой наблюдается визуально гораздо реже, чем первый слой, так как имеет меньшую яркость и чувствительность человеческого глаза в красной области спектра ниже, чем в зеленой. Таким образом, в видимом диапазоне спектра собственное свечение верхней атмосферы в основном сосредоточено в трех эмиссионных слоях, максимумы интенсивности которых находятся на высотах ~100, ~110 и ~300 км. В нижнем слое преобладает излучение натрия, в более высоких слоях – излучение зеленой и красной линий атомарного кислорода соответственно.

3. НАБЛЮДЕНИЯ ЭМИССИОННЫХ СЛОЕВ С МКС В 2017 г.

Для анализа были отобраны изображения из каталогов, размещенных ЕКА (Европейское космическое агентство) на сайтах [S1, S2].

Эмиссионные слои кислорода и натрия наблюдались как в средних широтах, так и в полярных регионах и хорошо видны практически на всех фотографиях.

Также был зарегистрирован очень интересный эффект: свечение узкого голубого слоя толщиной ~15 км на высотах тропосферы–стратосферы.

Следует отметить, что в 2017 г. не было ни одного случая наблюдения локальных светящихся слоев на высотах 20−30 км (аэрозольный слой Юнге). Такие слои наблюдались в 80-х гг. прошлого века, в частности во время выполнения программы ПСН на станции “Салют 7” в 1982 г. Это явление определялось рассеянием солнечного излучения капельками серной кислоты, выброшенными в стратосферу во время извержения вулкана Эль-Чичон (Мексика) в 1982 г. [Никольский и др., 1987]. Отсутствие таких слоев свидетельствует о низком содержании пыли в средней атмосфере в настоящее время, что связано с низкой вулканической активностью.

Схема, иллюстрирующая фотографические наблюдения с борта МКС приведена на рис. 1.

Рис. 1.

Схема наблюдения эмиссионных слоев с МКС. Обозначения на схеме: S − направление на Солнце; ISS − положение станции; R − радиус Земли; ISS-Ob − направление на объект наблюдения; L − расстояние до видимого горизонта от станции; H − высота станции над поверхностью земли; h* − высота земной тени над точкой C; γ − угол погружения Солнца под горизонт для наблюдателя на станции; β − угол возвышения объекта наблюдения Ob над видимым горизонтом, h – его высота над поверхностью Земли.

Высота слоя рассчитывалась путем определения угловых расстояний над горизонтом. Определение угловых масштабов осуществлялось по звездам, изображения которых присутствуют на фотографиях. Идентификация звезд представляет определенные трудности, но позволяет производить измерения с достаточно высокой точностью. Определение угловых параметров объектов съемки возможно также по кривизне линии горизонта, но этот метод вносит значительные погрешности.

По угловой высоте β слоев излучения над горизонтом рассчитывается некоторая “эффективная высота” h = L tg(β + ρ₀), где ρ₀= 35′ (~0.6°) − угол рефракции атмосферы при наблюдении с поверхности Земли в горизонтальном направлении. Очевидно, что эта высота зависит как от распределения плотности излучающего вещества по высоте, так и от однородности слоя вдоль поверхности Земли. Высота h* = R/cos(γ/2 – 2ρ₀) – R. В расчетах использовались усредненные значения: H_ISS = 410 км − высота МКС над поверхностью Земли, R_Er = 6380 км – радиус Земли, L_hor = 2320 км – радиус видимого горизонта.

На рисунках 2 и 3 показаны два изображения эмиссионных слоев, полученные с различной экспозицией.

Рис. 2.

Эмиссионные слои над Европой. Яркий слой излучения натрия (Na) и слабый слой кислорода (G − зеленый). На снимке отмечено положение нескольких ярких звезд. Дата и время регистрации: 27 марта 2017 г., 23: 03: 20 UT; время экспозиции: 0.2 с. Результаты измерения: высота слоя G над поверхностью земли − 110 км, высота слоя Na − 102 км.

Рис. 3.

Изображение эмиссионных слоев, полученное с большой экспозицией. За время съемки МКС пролетела ~700 км, поэтому изображения слоев усредняются на достаточно большом расстоянии. Идентификация звезд затруднена, но угловой масштаб легко определяется по длине треков звезд. Дата и время регистрации: 2 апреля 2017 г., 23:02 UT; время экспозиции 81.2 с. Результат измерения: высота слоя G (зеленый) над поверхностью земли 115 км, высота слоя R (красный) 230−360 км, высота слоя Na ~ 102 км.

4. ТОНКИЙ СИНИЙ СЛОЙ ВБЛИЗИ ГОРИЗОНТА

На рисунке 4 одновременно с изображением полярного сияния и эмиссионных слоев кислорода и натрия зарегистрировано свечение тонкого голубого слоя непосредственно над горизонтом. Схема определения геометрических параметров голубого слоя показана на рис. 5.

Рис. 4.

Снимок получен над Канадой 3 марта 2017 г. S – положение Солнца; R – красный эмиссионный слой G – зеленый слой; Na – натриевый слой; B – тонкий голубой слой вблизи горизонта. АБ – линия фотометрического разреза (см. ниже). На снимке обозначено положение нескольких наиболее ярких звезд. Угол погружения Солнца под горизонт ~17.5°; интервал высот красного слоя 160–280 км; высота натриевого слоя ~97 км, толщина ~12 км, высота зеленого кислородного слоя ~115 км. Толщина голубого слоя не превышает 20 км, высота земной тени h* ~ 45 км.

Рис. 5.

Схема наблюдений синего слоя. S − направление к Солнцу, D-дневная сторона Земли (освещенная солнцем); N – ночная сторона; Ter – терминатор; r – расстояние до горизонта, видимого со станции 1-ISS-2 – сферический треугольник; γ1 и γ2–фрагменты большого круга на поверхности Земли с угловыми размерами, соответствующими углу погружения Солнца.

Интенсивность рассеянного излучения определяется количеством вещества вдоль луча зрения. Число молекул в трубке единичного сечения (толща атмосферы) вдоль линии визирования МКС-х определяется как $\Sigma (h{\kern 1pt} {\text{*)}} = \int_0^\infty {N(z)dx} ,$ N(z) − концентрация молекул как функция высоты z в точке “х” − $z = \sqrt {{{{(R + h{\kern 1pt} {\text{*)}}}}^{2}} + {{x}^{2}}} - R.$ Значения N(z) взяты из монографии [Аллен, 1977].

Толща атмосферы при наблюдении с поверхности Земли в зенит ${{\Sigma }_{0}} = \int_0^\infty {N(z)dx} $ = 2.2 × 10²⁵ см⁻², а изменение Σ(h*)/Σ₀ показана на рис. 6.

Рис. 6.

Изменение толщи атмосферы вдоль линии визирования МКС – x (рис. 1) в диапазоне высот h* от 0 до 80 км.

Толща атмосферы вдоль луча зрения, проходящего на высотах от 0 до 80 км над поверхностью Земли и, следовательно, яркость атмосферы, изменяется на 4 порядка. В зависимости от динамического диапазона используемой аппаратуры одновременно может быть зарегистрировано излучение слоя толщиной 15–25 км.

Рис. 7.

Сглаженный фотометрический разрез эмиссионных слоев вдоль линии АБ (см. pис. 4) в синем цвете в сравнении с расчетным профилем яркости. По оси абсцисс высота над видимым горизонтом, по оси ординат – интенсивность свечения I в относительных единицах.

Например, яркость слоя с нижней границей h* = 45 км, наблюдаемой с борта станции, в ~20 раз слабее яркости дневного неба в зените. Максимальная толщина голубого слоя на рис. 4 ~ 0.6°, что соответствует ~22 км.

Сайт [S2] содержит несколько фотографий, на которых зафиксирован аналогичный синий слой вблизи горизонта. Кроме того, есть два видеофильма, демонстрирующих развитие таких слоев, когда Солнце приближается к горизонту во время восхода. Два снимка из этой коллекции приведены на рис. 8а и 8б.

Рис. 8.

Две фотографии тонких синих слоев у горизонта. (а) Кадр из фильма “Аврора Восход”, снятого 21 апреля 2017 г. над Калифорнией. Объекты на снимке: планета Венера; S – Солнце; B – голубой слой; Na – натриевый слой. Также обозначено положение нескольких звезд. Высота слоя Na ~ 97 км; угол погружения Солнца под горизонт ~11.4°; высота нижней границы синего слоя над землей h* ~ 20 км, толщина синего слоя ~15 км; (б) Снимок получен 12 марта 2017 г. в 18:46:44, над Тихим океаном. Время экспозиции 1/1250 с. Солнце практически в видимом горизонте. Зарегистрировано интенсивное голубое свечение тонкого атмосферного слоя, толщина которого не превышает ~10 км. R * – красный очень тонкий слой на нижней границе синего атмосферного слоя.

Уменьшение яркости слоя с расстоянием от центра светящейся области до его периферии соответствует увеличению угла погружения Солнца (т.е. увеличению высоты земной тени). Наблюдаемое свечение определяется рассеянием солнечного света в достаточно тонком слое атмосфере. Геометрические параметры таких слоев (высота нижней границы и толщина) зависят от угла погружения Солнца под горизонт и плотности атмосферы, а возможность регистрации свечения определяется чувствительностью и динамическим диапазоном приемной аппаратуры.

Синий цвет слоя определяется зависимостью интенсивности рассеянного света I(λ) от длины волны. Для рэлеевского рассеяния I ~ λ⁻⁴, то есть рассеяние синего света происходит в 5−7 раз интенсивнее, чем красного. Очень тонкий красноватый слой R * на нижней границе синего слоя виден на многих изображениях атмосферных слоев (см. рис. 8). Такой эффект связан с рэлеевским покраснением солнечного излучения вблизи горизонта [Stellmacher and Koutchmy, 1974]. Это очень интересный, но трудно наблюдаемый эффект.

5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Наблюдаемое свечение тонкого синего слоя вблизи горизонта определяется рэлеевским рассеянием солнечного света в атмосфере Земли на высотах тропосфера – стратосфера. Это свечение может наблюдаться при углах погружения Солнца под горизонт до ~20°.

При проведении наблюдений не было зарегистрировано свечение аэрозольных слоев Юнге, что свидетельствует о низком содержании пыли в средней атмосфере.

Результаты определения высоты эмиссионных слоев по различным фотографиям показывают, что свечение натрия локализовано в слое высотой 95−105 км; высота первого кислородного слоя 100−115 км; диапазон высот второго кислородного слоя составляет 150−330 км. Погрешность измерения высоты не превышает 5 км и в основном определяется дисторсией использованных объективов.

Проведение целенаправленных регулярных наблюдений свечения атмосферы на МКС позволит исследовать влияние геофизической обстановки и географического положения на параметры эмиссионных слоев.

6. БЛАГОДАРНОСТИ

Авторы считают своим приятным долгом выразить благодарность наблюдателям, и особенно Т. Песке из ЕКА и КНЕС, который получил множество отличных цифровых снимков атмосферы вблизи горизонта Земли в сумеречных и ночных условиях во время 51 экспедиции на МКС.