ПРОЗРАЧНОСТЬ ЗЕМНОЙ АТМОСФЕРЫ

Прозрачность земной атмосферы - Земная атмосфера прозрачна почти полностью для падающего извне излучения лишь в двух сравнительно узких окнах: оптическом - в диапазоне длин волн от 0,3 мкм (3000 ) до 1,5-2 мкм (область до 8 мкм состоит из ряда узких полос пропускания) и в радиодиапазоне - для волн длиной от 1 мм до 15-30 м. Непрозрачность атмосферы для всех др. длин волн определяется поглощением и рассеянием излучения на молекулах и атомах, а также отражением радиоволн от электронов ионосферы. В УФ-области спектра, т.е. в случае волн короче 3000 , излучение поглощается в основном слоем озона (O3), расположенного на высотах 20-60 км с максимумом концентрации на высоте ок. 27 км ( молекул/см3, что соответствует относительной концентрации ). Количество озона на луче зрения составляет примерно молекул/см2. Поглощение озоном доминирует вплоть до 1800 . В интервале длин ^волн от 1800 и примерно до 1000 поглощение определяется процессами ионизации и диссоциации молекул кислорода, содержание к-рого вследствие диффузионного разделения и диссоциации уменьшается с высотой и становится исчезающе малым на высотах св. 150 км. В области длин волн короче 1000 поглощение связано с процессами ионизации молекулярного азота и атомарного кислорода, однако уменьшение их концентрации с высотой приводит к тому, что атмосфера выше 150 км делается полностью прозрачной на всех длинах волн УФ-диапазона. На б'ольших высотах поглощение может быть заметно лишь в отдельных спектр. линиях, напр. в линии атомарного водорода и др. линиях обильных элементов земной атмосферы. В отдельных областях УФ-диапазона небольшую роль играет поглощение водяным паром, однако выше 15-20 км его практически нет. Рис. 1. Высота, до которой проникает излучение данной длины волны в диапазоне от длинных радиоволн и до гамма- излучения. Приведены кривые высот, до которых доходит 50, 10 и 1% падающего излучения. В рентг. и гамма-диапазоне поглощение зависит от количества вещества (г/см2), расположенного выше данного уровня атмосферы и, начиная с 30-40 км, атмосфера Земли становится практически прозрачной для фотонов с энергией, превышающей 20 кэВ (т.е. для длин волн короче 0,5 ). До поверхности Земли первичные космич. лучи, рентгеновское и гамма-излучение не проникают. В ближнем ИК-диапазоне длин волн (короче 5,5 мкм) имеется неск. окон прозрачности и зависимость пропускания атмосферы от длины волны имеет весьма сложный вид. В более длинноволновом диапазоне расположено лишь два окна прозрачности с центрами на 10 и 20 мкм. Поглощение в этой области спектра определяется молекулами СО2 и Н2О. Первое, длинноволновое, окно прозрачности простирается от 8 до 13,5 мкм. В длинноволновой части этого интервала расположены крылья полосы поглощения молекулы СО2 с центром ок. 15 мкм. В полосе 8-13 мкм прозрачность достигает 50-80%. В области длин волн 9,3-10 мкм расположена слабая полоса поглощения озона. Второе окно прозрачности с центром примерно на 20 мкм простирается от 16 и до 26 мкм. Поглощение в нём определяется парами воды и СО2. В области субмиллиметровых длин волн ($\lambda > $100 мкм) поглощение определяется молекулами Н2О, СО2 и О2. Т.к. содержание Н2О резко уменьшается с высотой, что связано с падением темп-ры в тропосфере, ИК-область спектра в значит. степени доступна наблюдениям с аэростатов и высотных самолётов. В этой области спектра кроме поглощения излучения атмосферой существенно и собственное излучение атмосферы, что особенно важно при исследованиях фонового излучения Вселенной. Рис. 2. Ослабление земной атмосферой падающего излучения (полное пропускание соответствует 1): а) в области длин волн короче 30 мкм для уровня моря и для высоты 4200 м над уровнем моря; б) субмиллиметровой области спектра от 300 мкм и до 1 мм; в) для коротковолнового радиоизлучения в диапазоне длин волн от 0,6 мм и до 10 см (ослабление выражено в дБ). В видимой части спектра при наблюдениях вблизи зенита с уровня моря поглощение при идеальном состоянии атмосферы равно 0,21m для визуальной части спектра (система V, см. Астрофотометрия) и 0,34m для синей части спектра (система В). При наблюдениях светил, находящихся над горизонтом выше 10-20o, поглощение пропорционально secZ, где Z - угловое расстояние светила от зенита (зенитное расстояние). Величина secZ примерно пропорциональна воздушной массе, т.е. количеству вещества атмосферы на луче зрения. При наблюдениях с уровня моря поглощение весьма существенно зависит от запылённости атмосферы (см. Астроклимат). С проблемой прозрачности атмосферы тесно связан вопрос о дрожании и качестве изображения. Непрозрачность атмосферы в декаметровой области радиодиапазона определяется отражением радиоволн от ионосферы, простирающейся от 90 км и до неск. тысяч км от поверхности Земли (см. Верхняя атмосфера Земли). В области миллиметровых длин волн ослабление падающего извне излучения зависит от влажности атмосферы и определяется полосами поглощения Н2О, а также О2. В отдельных полосах поглощение достигает 100 децибел (дБ). На рис. 1 приведена высота, до к-рой доходит излучение данной длины волны (нижняя шкала) или энергии (верхняя шкала). Приведены кривые для 50, 10 и 1% прохождения падающего излучения до указанной высоты (правая нелинейная шкала). Левая, равномерная, шкала соответствует доле атмосферы (по массе), остающейся выше данного уровня, указанного на правой шкале. Из рисунка видно, что почти вся ИК-область спектра, а также область жёсткого рентг. и гамма-излучения доступна наблюдениям с аппаратурой, поднимаемой на высотных аэростатах и самолётах выше 20-30 км (рис. 2). Наблюдения же в УФ-области спектра и в рентг. диапазоне могут вестись лишь при помощи аппаратуры, вынесенной за пределы атмосферы на высотных ракетах или ИСЗ (см. Внеатмосферная астрономия). (В.Г. Курт)