От чего же зависит величина q? Из сказанного ясно, что она должна быть тем больше, чем больше количество (поток) квантов ионизующего излучения / и чем выше концентрация нейтральных частиц [М] в единичном объеме. Оказывается (это не так очевидно, но очень важно), величина q зависит также от некоторого параметра σi, называемого эффективным сечением ионизации. Он характеризует, насколько охотно взаимодействует, производя ионизацию, излучение той или иной длины волны с данным видом частиц (скажем, О2 или N2). Итак, скорость ионизации
q =[M]Iσi (Формула 5)
Это выражение является основой основ всех вычислений скоростей ионизации в земной ионосфере. Реальные формулы для расчетов, конечно, гораздо сложнее, поскольку приходится учитывать изменение интенсивности излучения по спектру, поглощение этого излучения в атмосфере, зависимость σi от длины волны и т. д. Но основной принцип заложен в нашей формуле (5), и, отталкиваясь от нее, мы рассмотрим ряд вопросов.
Первый вопрос: все ли мы имеем, чтобы рассчитать величины q в ионосфере в соответствии с (5)? Из изложенного выше нам известно, что модель атмосферы у нас есть. А значит, есть и [М]. Сечения ионизации исследованы в лаборатории. Здесь тоже не видно проблем. Остается еще величина I - поток ионизующего излучения. Эту величину выражают обычно либо в квантах через квадратный сантиметр в секунду, характеризуя количество квантов, способных произвести ионизацию, либо в эргах тоже через Квадратный сантиметр в секунду, характеризуя общую энергию, которую несет указанное количество квантов. Эрги используются чаще, однако для обсуждения проблем ионизации и рекомбинации удобнее кванты. Так вот, величина I и есть самое сложное место расчетов q.
В книге автора "Химия, атмосфера и космос" в разделе "Как светит Солнце?" подробно описана история того, как в конце пятидесятых - начале шестидесятых годов менялись взгляды на величину I. Не повторяя здесь этой увлекательной истории, отметим лишь, что взгляды на энергию солнечного ионизующего излучения менялись очень сильно. Потоку ионизующего излучения I разные авторы в разное время приписывали значения от 0,1 до 100 эрг/(см2×с). Это очень широкая "вилка". Как ни как разница в тысячу раз! Не многие из аэрономических параметров могут похвастаться таким диапазоном неопределенности.
К концу 60-х годов, однако, дело более или менее прояснилось. Измерения спектра ультрафиолетового излучения Солнца были проведены на ракетах американским ученым Хинтереггером и дали значения I около 3 эрг/(см2×с). К таким же значениям привела после всех уточнений и теория ионизационно-рекомбинационного никла в ионосфере (мы расскажем об этом далее). Именно этим временем относительного благополучия в вопросе об I и кончается история вопроса об интенсивности коротковолнового излучения Солнца в книге автора "Химия, атмосфера и космос". На стр. 25 мы читаем:
