В зависимости от длины волны электромагнитное излучение может полностью поглощаться каким-либо слоем атмосферы, сильно ослабляться на пути к поверхности Земли или распространяться почти беспрепятственно. В частности, солнечное ионизирующее излучение (коротковолновое) полностью поглощается во внешних слоях атмосферы, приводя к образованию ионосферы. Поглощение более длинноволновой части ультрафиолетового излучения приводит в дневное время к значительной диссоциации O2 и малых атмосферных составляющих, таких как вода, CO2 на высотах, больших 100 км. Способность тех или иных составляющих атмосферы поглощать излучение характеризуется сечением поглощения или коэффициентом поглощения.
Пусть на слой вещества толщиной dx см падает излучение с плотностью E вт/см2 перпендикулярно поверхности слоя. Очевидно, что доля поглощенной энергии dE будет пропорциональна первоначальному потоку, толщине слоя (пройденному излучением пути через поглощающую среду) и концентрации молекул поглощающего вещества n:
dE=-sEndx.
Знак минус означает, что плотность потока излучения уменьшается в результате прохождения через поглощающий слой. Как видно из приведенного выражения, коэффициент пропорциональности s имеет размерность площади и называется сечением поглощения[1]. Произведение sndx называют оптической толщиной слоя:
sndx=dt.
Если пересчитать толщину слоя dx
к нормальным условиям: dz =
, где nL=2.687∙1019 см-3
- число Лошмидта[2]
(число молекул газа в 1 см3 при нормальных условиях), получим dt
= adz, где a = snL - коэффициент поглощения[3]
в см-1, 
- толщина слоя поглощающего газа
при нормальных условиях (когда концентрация равна nL), ранее имевшая толщину 
при концентрации n. Чем больше сечение s
или коэффициент поглощения a, тем активнее газ поглощает излучение.
Что же происходит с солнечным излучением на пути в атмосфере?
1. Излучение, короче 200 нм, поглощается еще в верхней атмосфере.
2. Излучение короче 240 нм, не проникает ниже 30 км из-за поглощения O2.
3. Излучение короче 290нм, не достигает поверхности Земли из-за поглощения O3.
Далее, солнечное излучение частично поглощается в отдельных участках спектра такими газами как O3, H2O, O2, CO2, полосы поглощения которых проявляются до далекого инфракрасного диапазона.
Теперь легко понять, почему вертикальный профиль температуры в атмосфере имеет такой сложный ход. В весьма грубом приближении ситуация выглядит следующим образом. Верхняя атмосфера эффективно поглощает коротковолновое солнечное излучение и приводит к разогреву термосферы. Высот мезосферы такое излучение уже не достигает, а более длинноволновое излучение беспрепятственно проходит через нее, не вызывая нагрева. Поэтому и температура в мезосфере низка. Еще ниже располагается стратосфера, в которой в заметных количествах присутствует озон. Озон полностью поглощает ультрафиолетовое излучение в области длин волн 240–280 нм и таким образом «разогревает» стратосферу. Все, что осталось от солнечного спектра (длинноволновое ультрафиолетовое, видимое и частично инфракрасное излучение), с небольшими потерями проникает через тропосферу и достигает земной поверхности[4].
В инфракрасной области 8-11 мкм имеется так называемое «окно прозрачности», в пределах которого отсутствует заметное поглощение излучения какими-либо присутствующими в атмосфере газами. Но роль этого «окна» для падающего солнечного излучения ничтожна из-за низкой относительной интенсивности солнечного излучения в соответствующей окну спектральной области. Совсем другая ситуация возникает для теплового излучения Земли, максимум которого находится как раз вблизи названного «окна». Благодаря его наличию, заметная доля теплового излучения Земли беспрепятственно уходит в космическое пространство.
Еще более длинноволновое радиоволновое солнечное излучение задерживается ионосферой. Кроме поглощения в атмосфере, солнечное излучение рассеивается на атомах и молекулах воздуха (рэлеевское рассеяние) и аэрозолях. С точки зрения фотохимических процессов в атмосфере основное значение имеет излучение с длинами волн, короче 400 нм.
Вернемся опять к описанию поглощения. Итак dE =-Edt. Отсюда для слоя конечной толщины имеем:
-
закон Бугера-Ламберта-Бэра (P. Bouguer - J.H.
Lambert - A.
Beer).
Уважаемый посетитель!
Чтобы распечатать файл, скачайте его (в формате Word).
Ссылка на скачивание - внизу страницы.