Происхождение жизни - Руттен М.
Скачать (прямая ссылка):
В своих работах Беркнер и Маршалл [1, 2] уделили больше всего внимания не инфракрасному свету, а именно ультрафиолетовой части спектра. Дело в том, что чем меньше длина волны, тем большую энергию несет излучение (фиг. 14). А чем выше энергия излучения, тем больше вероятность того, что под его воздействием
будут происходить неорганические фотохимические реакции распада и синтеза. Верхний предел длин волн, вызывающих такие реакции, лежит гораздо ниже верхнего предела длин волн того ультрафиолета, который может проходить через современную атмосферу. Нас интересует именно наиболее активное ультрафиолетовое солнечное излучение (дальний ультрафиолет) с длиной волны не более 250 нм. Как мы увидим, расчеты Беркнера и Маршалла относятся в основном к этому жесткому ультрафиолету.
Фиг. 85. Интенсивность солнечного излучения (т. е. его энергия на верхней границе земной атмосферы) в области спектра от 140 до 300 нм [1].
Для более коротких длин волн интенсивность даже ниже; она колеблется от 10“*
до 10-3 эрг/(см2 - с - А), иначе говоря, от 0,01 до 0,001 эрг в 1 с на 1 см2 для длины
волны 0,1 нм.
Однако энергия, которая поступает с солнечным излучением на поверхность Земли, зависит не только от пропускания атмосферы, но и от того, насколько интенсивно излучает Солнце в том или ином участке спектра. Эта интенсивность для длин волн меньше 100 нм быстро падает (фиг. 85). К тому же длины волн меньше 180 нм гораздо сильнее поглощаются различными газами. Значит, свет с длиной волны менее 160 нм всегда приносил на Землю очень немного энергии. Итак, для нас особенно важен участок спектра от 160 до 250 нм, так как именно за счет энергии этого излучения шли процессы неорганического фотосинтеза в условиях первичной атмосферы.
4. ПОГЛОЩЕНИЕ УЛЬТРАФИОЛЕТОВОГО СОЛНЕЧНОГО ИЗЛУЧЕНИЯ
Выясняя вопрос о том, как солнечный свет проникал через первичную атмосферу, надо сначала решить, какую модель этой атмосферы мы будем рассматривать. Основываясь на астрономических данных, приведенных в гл. V, можно думать, что первичная атмосфера содержала Н2, N2, Н20, С02, Аг, СН4 и следы других газов наряду с небольшими количествами Ог и Оз. Практически поглощение Нг, N2, Аг и СН4 в участке спектра от 160 до 250 нм столь незначительно, что им можно пренебречь. Следовательно, мы можем ограничиться изучением влияния водяных паров (НгО), двуокиси углерода (СО2), кислорода (Ог) и озона (Оз). Чтобы рассчитать прохождение солнечного излучения через атмосферу известного состава, надо сначала узнать энергию излучения на разных длинах волн (фиг. 85). Надо знать коэффициенты поглощения в этих длинах волн и, кроме того, каково содержание разных газов в атмосфере, которую должно пройти излучение. Практически две последние величины всегда рассчитывают отдельно для разных газов, составляющих атмосферу, а данные для атмосферы в целом получают простым сложением.
Коэффициент поглощения газом (к) характеризует ослабление излучения, прошедшего через слой данного газа толщиной в 1 см при температуре газа 0°С и давлении 1 атм (это так называемые нормальные условия, см. ниже). Интенсивность излучения, прошедшего через слой газа толщиной х см при нормальных условиях, выражается формулой
Т _ Т p-kx
1 х ~ 10е >
в которой /о — начальная интенсивность, а 1% — интенсивность излучения после того, как оно прошло через газ.
Количество определенного газа в атмосфере, через которое проходит солнечное излучение, прежде чем попасть на поверхность Земли, выражается обычно двумя способами — в абсолютных и относительных величинах. По абсолютной шкале это количество выражается в сантиметрах, для чего рассчитывается высота столба данного газа при давлении 1 атм и температуре 0°С (высота однородной атмосферы). Эти условия называются нормальными. Количество газа, через которое должно пройти излучение при этих условиях, можно выразить длиной пути через эту воображаемую толщу газа; ее обозначают буквой х и измеряют в сантиметрах. Количество газа можно выражать в относительных величинах по отношению к содержанию этого газа в атмосфере.
Коэффициенты поглощения четырех интересующих нас газов в спектральном интервале 160—250 нм приведены на фиг. 86. Для длин волн более 160—200 нм коэффициент поглощения водяных паров, кислорода и двуокиси углерода резко падает. Значит, излу-
чение с длиной волны более 200 нм легче проходит через эти газы. Озон ведет себя иначе: его коэффициент поглощения к колеблется от 1 до 100 на всем участке спектра до 300 нм. Роль атмосферного озона в поглощении ультрафиолетового солнечного излучения ясна из графиков, приведенных на фиг. 86 и 87.
Длина волны, им
Фиг. 86. Коэффициенты поглощения для четырех атмосферных газов, играющих важную роль в поглощении солнечного ультрафиолета с длиной волны
от 100 до 220 нм [1].
Определение коэффициента поглощения k приводится на стр. 329. Справа на оси ординат отложены значения R (см-1) (коэффициент, рассчитанный не для полного поглощения, а для поглощения до величины 1 эрг/(см2.с) для спектрального интервала шириной 5 нм (см. следующий раздел).
