Теперь мы можем заняться вопросом, какая часть солнечного излучения поглотилась бы атмосферами разного состава.

Кривые, к которым мы обратимся, показывают количество интересующего нас атмосферного газа (выраженное или в длине пути при нормальных условиях, или в долях содержания в атмосфере, PAL, или обоими способами сразу), которое, присутствуя в атмосфере, могло бы поглотить излучение данной длины волны до некоторого определенного уровня.

Теоретически солнечное излучение никогда не поглощается полностью ни в атмосфере, ни в гидросфере.

Всегда какая-то часть излучения проходит. Но поскольку поглощение - процесс "экспоненциальный", это количество быстро снижается до столь незначительной величины, что ею можно пренебречь.

Поэтому надо условиться, какое поглощение излучения мы будем считать "полным".

Беркнер и Маршалл во всех своих расчетах принимали поро-говое значение потока энергии, соответствующее полному поглощению, равным 1 эрг/(см2-с) для 5 нм (когда энергия в спектральном интервале шириной 5 нм поглощается в такой степени, что за 1 с через 1 см2 проходит всего 1 эрг).

При таком поглощении (экстинкция) Солнце было бы всего лишь в 50 раз ярче полной Луны. Ниже этого уровня никакие неорганические фотохимические реакции практически не идут.

Если оставить в стороне довольно регулярное возрастание потока энергии с увеличением длины волны солнечного излучения , то кривые, указывающие количество газа, необходимое для поглощения определенной длины волны до принятого нами уровня, являются как бы зеркальным отражением кривых коэффициентов поглощения для разных длин волн.

Далее >>>

Развитие атмосферы  |  Происхождение жизни и эволюция [домой]