Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу
Прецизионная фотометрия

<< 4.3 Рассеяние на аэрозолях | Оглавление | 4.5 Поглощение света водяным >>

4.4 Поглощение света атмосферным озоном

Поглощение озоном является истинным поглощением, при котором фотон, поглощенный атомом, изменяет энергетическое состояние этого атома. Впоследствии возбужденный атом может вновь испустить фотон, но это может произойти в другом направлении и другой части спектра. Линии и полосы истинного поглощения в земной атмосфере называются теллурическими.

В озонометрии принято пользоваться не экспоненциальными, а десятичными коэффициентами. Пусть -- десятичный объемный коэффициент поглощения озоном. Размерность этого коэффициента -- см${}^{-1}$. Пусть, далее, $\mu$ -- толщина однородного слоя озона (в см) по направлению луча зрения. Тогда оптическая толща атмосферы для озонного поглощения будет равна

(4.18)

и формула Бугера для озонного поглощения запишется в виде
(4.19)

Пропускание земной атмосферы в зените, связанное с поглощением озоном, выразится формулой
(4.20)

Толщина слоя озона в сантиметрах, если его привести к стандартным температуре и давлению, т.е. высота однородной атмосферы озона, одна из наиболее употребительных величин для выражения общего количества озона с атмосфере. Обычно эта толщина составляет около 0.3 см. Количество озона в атмосфере весьма непостоянно. Озон образуется при тройном столкновении молекулы кислорода O${}_2$ с атомарным кислородом O при наличии еще третьей (любой) молекулы. Атомарный кислород возникает при диссоциации молекулы O${}_2$ под воздействием ультрафиолетового излучения Солнца. То же самое ультрафиолетовое солнечное излучение сильно поглощается озоном, и при этом так же как и при некоторых столкновениях молекул воздуха, может произойти разрушение молекулы озона. Эти вопросы рассматривает теория фотохимического равновесия озона. Сложные процессы образования и разрушения озона ведут к двум следствиям. Во-первых, количество озона может заметно изменяться, и, во-вторых, наиболее благоприятные условия для его возникновения реализуются на высотах около 20-25 км над уровнем моря. Идеализируя картину, можно сказать, что весь озон в атмосфере распределен тонким шаровым слоем на высоте примерно 21 км. На рис.4.6 показано распределение количества озона с высотой.

Рис. 4.6: Распределение количества атмосферного озона с высотой над уровнем моря
\begin{figure}\begin{center}
\epsfxsize =0.8\textwidth\epsfbox{lfig4_6.eps}\end{center}\end{figure}

Малое количество озона в атмосфере обладает замечательными оптическими свойствами. При поглощении энергии молекулой газа происходят переходы электронов с одного энергетического уровня на другой, а также изменения ее колебательной и вращательной энергии. Эти процессы -- квантованные и ведут к образованию линий поглощения, причем малые изменения колебательной энергии и еще меньшие -- вращательной, создают тонкую структуру полос поглощения. Избыточное электронное возбуждение приводит к ионизации молекул, а избыточное возбуждение колебательных уровней -- к их диссоциации. Ионизация и диссоциация -- процессы не квантованные; они происходят с поглощением широкого диапазона длин волн (континуума). Эти процессы формируют полосы поглощения озона.

Главная полоса поглощения озона -- полоса Гартли. Максимальное поглощение достигается в ней у длины волны $\lambda
2552\AA$. Здесь для толщины слоя озона 0.3 см ослабление составляет 10${}^{40}$ раз. Оно убывает в коротковолновую сторону до 10${}^{5.6}$ при $\lambda2020\AA$ и в длинноволновую сторону до 10${}^{6.3}$ при $\lambda2972\AA$. Эта полоса полностью поглощает все излучение, которое могли бы зарегистрировать фотокатоды в области чувствительности от 2500$\AA$ до 3000$\AA$. При $\lambda>3000\AA$ к полосе Гартли примыкает область полос Хюггинса. Коэффициенты в области этих полос показаны на рис.4.7 в зависимости от длины волны.

Рис. 4.7: Полосы Хюггинса поглощения озоном
\begin{figure}\begin{center}
\epsfxsize =0.8\textwidth\epsfbox{lfig4_7.eps}\end{center}\end{figure}

В области полос Хюггинса располагаются крылья ультрафиолетовых полос пропускания наших фотометрических систем. Непостоянство количества озона в атмосфере ведет к неправильному учету поглощения. При различных условиях количество озона в атмосфере может меняться примерно в 2 раза, так что высота однородной атмосферы озона может составлять то 0.2, то 0.4 см. Существует систематическое изменение количества атмосферного озона с широтой. Количество озона относительно велико в северных полярных широтах, далее убывает к югу, сравнительно мало в области между 35${}^{\circ}$ с.ш. и 35${}^{\circ}$ ю.ш., затем нарастает, и вторичный максимум приходится на 50${}^{\circ}$ - 60${}^{\circ}$ ю.ш. Над Антарктидой намечается новый ``провал''. Количество озона изменяется с сезоном. В средних широтах северного полушария максимум (0.43 см) наступает в середине марта, а минимум (0.27 см) в октябре. Вообще, максимальное значение содержания озона, зарегистрированное на земном шаре, составляет 0.76 см (это рекордное значение зарегистрировано на острове Кергелен 20 октября 1967 г.), а минимальное значение (в ``озонных дырах'') равно 0.09 см. Для наблюдателя наиболее опасен тот факт, что содержание озона может меняться более или менее случайным образом в течение суток и амплитуда этих изменений сравнима с амплитудой широтных и сезонных вариаций. Междусуточные изменения содержания озона могут быть очень велики. Так, на озонометрической станции на острове Кергелен в 1968 году были получены следующие данные: 22 марта - 0.583 см; 23 марта - 0.749 см; 25 марта - 0.283 см.

Кроме ультрафиолетовой области озон поглощает еще в слабых, но очень широких полосах Шаппюи в визуальной области спектра. Показатели поглощения для этих полос показаны на рис.4.8

Рис. 4.8: Полосы Шаппюи поглощения озоном
\begin{figure}\begin{center}
\epsfxsize =0.8\textwidth\epsfbox{lfig4_8.eps}\end{center}\end{figure}

Полосы простираются почти на всю визуальную область от $\lambda4500\AA$  до $\lambda7500\AA$. Максимум поглощения приходится на на область $\lambda=5700$-$6000\AA$ и составляет в звездных величинах около $0{}^m\!\!\!.\,04$. Как раз в этой области располагается полоса $V$ наших фотометрических систем. Сильные ультрафиолетовые полосы поглощения озоном затрагивают лишь коротковолновое крыло полос $U$ или $W$ нашего фотометра. Кривая реакции в этом месте убывает до нуля. Поэтому, влияние озонного поглощения не слишком велико: проценты, а не десятки раз. Слабые полосы Шаппюи приходятся на весьма широкую область максимальной чувствительности полосы $V$ и несмотря на их слабость влияют на ошибки измерений всего в 2-4 раза меньше, чем полосы Хюггинса. Несмотря на наличие деталей тонкой структуры полос поглощения озоном в общем ход поглощения с длиной волны достаточно плавный и влияние эффекта Форбса пренебрежимо мало.



<< 4.3 Рассеяние на аэрозолях | Оглавление | 4.5 Поглощение света водяным >>

Публикации с ключевыми словами: Фотометрическая система - звездная величина - фотометрия - спектрофотометрия - атмосферное поглощение
Публикации со словами: Фотометрическая система - звездная величина - фотометрия - спектрофотометрия - атмосферное поглощение
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Оценка: 3.1 [голосов: 86]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования