Оптика атмосферы (стр. 2 из 5)

Подобная вспышка была получена 27 апреля 1970 года на открытом плато несколько миль западнее Альбукерке на высоте примерно 6000 футов над уровнем моря. Хотя город был ниже горизонта наблюдателей, его ртутные уличные фонари все равно производили сильное загрязнение, включая яркую линию 4358 ангстрем.

В первом представлении типичный солнечный спектр очевиден, но очень сверхвыставлен, кроме промежутка от 5300 до 6300 ангстрем, где уже представлено поглощение озона, уменьшающее его интенсивность. Дублет натрия появляется как поглотительная линия, но она исчезает уже при 10˚ солнечного склонения.

Только 6 минут спустя линия натрия появляется заметно в эмиссии (11˚) и на 12˚и 13˚ это самая яркая линия в спектре сумерек. На негативах, полученных Петерсоном и Кейффабер красная линия кислорода 6300 ангстрем появляется на 11˚, зеленая линия кислорода (5577 ангстрем) — на 12˚.

В то время проводимый эксперимент был достаточно нов. В ходе его проведения были получены три важных результата: высота слоя испускания, его толщина и число атомов натрия, содержащихся в столбе испускающего слоя с поперечным сечением равным 1.

Так же был выделен тот факт, что важную роль в проведении эксперимента играло время экспозиции.

Линии водорода и гидроксила ОН.

Поскольку небольшая примесь водорода может попасть в атмосферу с промышленными газами, с начала ХХ века считали, что в верхней атмосфере он практически отсутствует. В частности, до 30-х годов ХХ века полагали, то в спектрах полярных сияний либо вовсе нет линий водорода, либо они очень слабы. В 1948 — 1951 гг. В.И. Красовский получил много фотографий инфракрасного спектра (в области 7500 — 11000 ангстрем) свечения ночного неба. В 1950 году С.Ф. Родионов и Л.М. Фишкова обнаружили, что интенсивность инфракрасного излучения ночного неба гораздо больше, чем его «зеленого» свечения с

ангстрем. В том же году И.С. Шкловский, а затем Дюфэй показали, что ряд полос в спектрах, полученных В.И. Красовским, с длинами волн 7250 – 7400, 7470 – 7600, 7700 – 7830, … 10217 и 10827 ангстрем являются вращательно-колебательными полосами спектра гидроксила ОН. Так было открыто в верхней атмосфере это новое соединение, отсутствующее в нижней атмосфере. Шкловский предположил, что оно возникает при столкновении молекул озона и атома водорода. При этом должно выделяться 6,11 эВ энергии — количество, достаточное для возбуждения молекулы ОН. Последняя затем испускает эту энергию в виде квантов света. Высота, на которой находится ОН, по данным различных авторов, равна 75 – 80 км. В спектрах полярных сияний, расположенных выше 100 км, полосы ОН отсутствуют. Общее число молекул ОН в вертикальном столбе атмосферы сечением 1 см² оценивается в 10¹¹ – 10¹².

Ученые, которые долгое время не могли обнаружить линий водорода в спектрах полярных сияний, полагали, что, вероятно, там нет источников энергии для возбуждения его атомов, требующего 10,6 эВ. Следы водородных линий в спектрах полярных сияний впервые были найдены 18 октября 1939 года. Затем они наблюдались 23 февраля 1950 года в Норвегии, когда сияние было очень ярким и продолжительным и Л. Вегард мог снять его спектр с огромной экспозицией — 11 часов. В спектре при этом были обнаружены многочисленные полосы молекулярного кислорода О₂ между

ангстрем и ангстрем, обычно отсутствующие в спектрах сияний выше 100 км. Вероятно, высота светящегося слоя была меньше 100 км. Самое важное, что в спектре имелась слабая размытая линия водорода с ангстрем, значительно смещенная к фиолетовому концу спектра. Это смещение — явление Допплера — говорило о быстром движении излучающих атомов водорода к наблюдателю. Позднее в полярном сиянии 18 – 20 августа 1950 года наблюдалась и красная линия водорода с ангстрема, также расширенная и смещенная. Подробные наблюдения А.Я. Сухоиваненко [25] в бухте Тикси в период МГГ[1] показали, что светящиеся атомы водорода приближаются к Земле со средней скоростью 3000 км/с. «Крылья» уширенной линии показывают, что скорости приближения достигают 3400 км/с, а скорости удаления — 1000 км/с. Было выдвинуто предположение, что солнечные (или космические) протоны движутся к Земле по путям, спирально закручивающимся около магнитных силовых линий. Сталкиваясь с другими частицами и захватывая при этом «чужой» электрон, они превращаются в нейтральные атомы водорода, сохраняющие при этом компоненту скорости, направленную к Земле. Эти столкновения создают одновременно и значительный «разброс» скоростей атомов Н. Так объясняется и смещение и уширение линий и .

Линии эмиссии вечернего и ночного неба, к сожалению, доставляют немало неприятностей астрономам. Они наблюдаются во многих спектрах звезд, галактик, туманностей, и если время экспозиции достаточно велико, порядочно засоряют исследуемые спектры. Однако, есть также положительный аспект. Так как они зарегистрированы в каждом спектре, они могут быть использованы при калибровке длины волны или определении нулевой точки, которая фиксируется автоматически в течение того же самого времени экспозиции, с телескопом и спектрографом в той же самой ориентации, и т.д. Для низкодисперсионных спектров галактик, зафиксированных в Обсерватории Лик (США), многие наблюдатели используют линии неба, чтобы установить начальную длину волны каждой экспозиции. Они, таким образом, обеспечивают возможность измерения точных радиальных скоростей или красных смещений, не беря отнимающие много времени спектры сравнения прежде и/или после каждого спектра галактик, не перемещая телескоп. Остербрук и Мартель [5] издали атлас и список точных длин волны, в особенности для многочисленных ОН линий. Многие наблюдатели нашли этот список полезным для обнаружения, идентификации и использования линий неба на их спектрах.

Эшелле – спектрограф с высоким разрешением (HIRES[2]) на 10 – метровом телескопе обсерватории Кек оказывается, быстрым, надежным инструментом (Вогт и другие.[13]). Некоторые наблюдатели использовали его, чтобы наблюдать галактики, так как каждый порядок спектра эшелле включает только ограниченный диапазон длины волны. Многочисленные линии неба могут быть полезны для того, чтобы обеспечить начальную точку длины волны или регистрацию каждого порядка. Атлас низкой дисперсии не очень хорошо удовлетворяет для использования со спектрами высокого разрешения. В 1994 году теми же авторами был составлен новый атлас спектров высокого разрешения, полученных с помощью эшелле – спектрографа, в который наряду с линиями кислорода вошли и линии гидроксила ОН [6].

Атмосферный озон.

Озон О₃ играет важную роль в атмосферных процессах, хотя и содержится в воздухе в ничтожном количестве — менее

по объему. Еще в 1879 – 1880 гг. Гартли обнаружил, что спектры Солнца и звезд «обрезаны» с ультрафиолетового конца, примерно с ангстрем. В 1903 году Мейер и подробнее в 1913 году Фабри и Бюиссон изучили в лаборатории поглощение озона в этой части спектра. В 1921 году Фабри и Бюиссон доказали, что поглощающим веществом в земной атмосфере является действительно озон, слой которого расположен в атмосфере выше 20 км.

Так как поглощение ультрафиолетовой радиации озоном велико, большая часть ее (около 1,5% солнечной энергии) поглощается уже в самой верхней части слоя озона, вследствие этого на высоте 40 – 55 км воздух очень теплый. Здесь, по наблюдениям Фаси во время МГГ, температура может достигать 44˚.

Известно, что ультрафиолетовые лучи обладают большой биологической активностью, убивают многие виды бактерий, вызывают ожоги живых тканей, содействуют образованию в организме витамина D, способствующего росту и предупреждающего рахит и т.д.

Наблюдаемая в природе толщина слоя озона меняется в широких пределах — от 0,068 см (Тромсе, северная Норвегия, 23 и 26 декабря 1942 года) до 0,662 см (Порт-о-Франсэ, остров Кергелен, 22 сентября 1959 года). При этом распределение озона, как и погода, постояннее всего в экваториальном поясе и изменчивее всего в околополярной зоне, к которой относятся и упомянутые значения. По наблюдениям, выполненным во время МГГ, область так называемого озонного экватора, где среднее количество озона минимальное, летом (с мая по октябрь) — между 15 и 25˚ северной широты, а в другие сезоны — между 0 и 15˚ северной широты. Здесь весь год толщина слоя меняется в пределах 0,239 – 0,276 см. Отсюда к северу она возрастает, особенно сильно весной, когда в марте в зоне 70 – 80˚северной широты средняя толщина слоя озона составляет 0,502 см, и несколько уменьшается далее к полюсу. Сходное распределение наблюдалось и в южном полушарии, где от экватора толщина слоя озона быстро увеличивается на юг. На острове Кергелен (49˚ южной широты) среднее месячное значение толщины слоя О₃ в октябре 1959 года достигало 0,596 см. Пояс максимума находился в южном полушарии между 60 – 70˚ южной широты, а летом (январь — апрель) еще севернее. На основе этих данных было сделано предположение о том, что околополярный минимум озона в Антарктике выражен сильнее и охватывает большую площадь, чем в Арктике.