Радиационный режим в атмосфере

Энергетический спектр солнечной радиации на границе атмосферы близок к спектру абсолютно черного тела с температурой порядка 6000 0 К (рис.1. [ 1 ] ). До того, как солнечное излучение достигнет поверхности, оно проделает длинный путь через земную атмосферу, где будет не только рассеяно и ослаблено, но и изменено по спектральному Рис.1. Распределение энергии в спектре солнечной радиации на границе атмосферы : 1- по данным 1903-1910 гг., 2 - 1920-1922 гг., 3 - 1917 г., 4 - абсолютно черное тело при температуре 5713 0 К. составу. В результате дошедшая до места наблюдения (земной поверхности) в виде параллельных лучей от Солнца так называемая прямая солнечная радиация будет как количественно, так и качественно отлична от солнечной радиации за пределами атмосферы [ 1 ] . Солнечная (коротковолновая) радиация преобразуется, проходя через атмосферу, в следующие виды радиации : рассеянную (ввиду наличия в атмосфере различных ионов и молекул газов, частиц пыли происходит рассеяние прямой солнечной энергии во все стороны ; часть рассеянной энергии доходит до поверхности Земли), отраженную (часть попавшей в атмосферу и на земную поверхность энергии отражается обратно), поглощенную (происходит диссоциация и ионизация молекул верхних слоях атмосферы, нагрев воздуха и самой земной поверхности, тех предметов, которые на ней находятся). Спектр Солнца Как видно из рис.1., энергетический спектр излучения близок к спектру абсолютно черного тела при температуре T ~ 6000 0 К, но не совпадает с ним, т.к. яркость солнечного диска планомерно уменьшается от его центра к краям.

Наилучшей формой представления распределения энергии в солнечном спектре является формула В.Г. Кастрова : l 0 , l * D l =0,021* l -23 *exp(-0,0327* l -4 )* D l [1] (1) . Формулы, описывающей распределение энергии Солнца на поверхности Земли пока не существует, т.к. в нее должно входить слишком много флуктуирующих параметров (плотность и высотное распределение газов, альбедо отражающих поверхностей, температура и т.п.). Ослабление потоков лучистой энергии в атмосфере Солнечное излучение, проходя через атмосферу, ослабляется благодаря эффектам рассеяния и поглощения. Для потоков лучистой энергии атмосфера в видимой части спектра является мутной средой, т.е. рассеивающей, а в ультрафиолетовой и инфракрасной - поглощающей и рассеивающей.

Световой поток поглощается в атмосфере, причем количество энергии, дошедшей до поверхности Земли, можно найти из закона Бугера (закон ослабления света) : I=I 0 *exp(- ) [3] (2) , где I 0 - интенсивность падающего излучения (на границе атмосферы), Z 0 75 0 (плоско-параллельная модель атмосферы), H - путь, пройденный светом до земной поверхности, k(h) - коэффициент поглощения (ослабления) светового потока, зависящий от высотного распределения плотности, состава атмосферы, физических и химических свойств газов, частиц, находящихся в атмосфере (рис.2. [ 1 ] ). Рассмотрим избирательное поглощение лучистой энергии в атмосфере. Любое вещество имеет свои полосы поглощения (рис.3. [1] ). Из газов, входящих всегда в состав атмосферы, существенным для нас селективным поглощением обладают лишь O 2 , O 3 , CO 2 и водяной пар H 2 O . Кислород вызывает интенсивное поглощение света В далекой ультрафиолетовой области для длин волн l 200 нм, с максимумом поглощения около l =155нм.

Поглощение в этой области спектра настолько велико уже в самых высоких слоях Рис.2. Распределение энергии в нормальном солнечном спектре. Рис.3. Спектр поглощения земной атмосферы. атмосферы, что солнечные лучи с длиной волны l нм не доходят до высот, доступных для наблюдения с поверхности Земли и самолетов.

Кислород также дает систему полос в видимой области спектра : A (759,4- 70,3 нм ; l max = 759,6 нм) ; B (686,8 - 694,6 нм ; l max =686,9 нм). Углекислый газ ( CO 2 ) - основная узкая полоса с l max =4,3 мкм, остальные - слишком незначительны, поэтому не имеют для нас существенного значения. Озон (O 3 ) имеет весьма сложный спектр поглощения, линии и полосы которого охватывают всю область солнечного спектра, начиная от крайних ультрафиолетовых лучей и до далекой инфракрасной области [1] . В земной атмосфере озона мало, он располагается в виде слоя (10 - 40 км) с центром тяжести на высоте около 22 км, но обладает сильной поглощательной способностью. Его полосы : п.Гартлея (200 - 320 нм ; l max =255 нм) ; п.Шапюи (500 - 650 нм ; l max =600 нм). Наибольшее значение в поглощении лучистой энергии в атмосфере имеет водяной пар ( H 2 O ), которого очень много в нашей атмосфере (влажность, облака и т.п.), его полосы поглощения : r s t (0,926 - 0,978 мкм ; l max = 0 , 935 мкм) ; F (1,095 - 1,165 мкм ; l max =1,130 мкм) ; Y ( 1,319 - 1,498 мкм ; l max =1.395) ; W (1,762 - 1.977 мкм ; l max =1.870 мкм) ; C ( 2,520 - 2,845 мкм ; l max = 2 ,680 мкм). Наиболее точная формула для расчета величины поглощенной в атмосфере энергии солнечной радиации имеет вид : D E=0,156*(m* v ) 0,294 кал / см 2 * мин. [2] (3), где m - пройденный лучами путь, v - общее содержание водяного пара в вертикальном столбе атмосферы единичного сечения (1 см 2 ). Далее рассмотрим атмосферные аэрозоли и пыль, их содержание зависит от высоты, они влияют на уменьшение прозрачности атмосферы.

Рассмотрим отраженную радиацию, т.е. радиацию, которая достигает земной поверхности, частично отражается от нее и вновь возвращается в атмосферу. Также отраженная радиация - это и излучение, отраженное от облаков.

Количество отраженной некоторой поверхностью энергии в сильной мере зависит от свойств и состояния этой поверхности, длины волны падающих лучей. Можно оценить отражательную способность любой поверхности, зная величину ее альбедо, под которым понимается отношение величины всего потока, отраженного данной поверхностью по всем направлениям, к потоку лучистой энергии, падающему на эту поверхность ; обычно его выражают в процентах (ТАБЛИЦА 1 [1] ). ТАБЛИЦА 1

Рассеяние в атмосфере может происходить на молекулах газов (молекулярное рассеяние) и частицах (крупных ( l средних ( l ~ r) , мелких ( l >>r )), находящихся в атмосфере, оно зависит также и от наличия облачности.

Основы этой теории заложены Рэлеем, но позже она была усоршенствована другими учеными уже для различных размеров, форм и свойств частиц. Для анализа явлений рассеяния используют уравнение переноса излучения ; запишем его в векторной форме [3 : (4), где S i - параметры Стокса ( S 1 = I - суммарная интенсивность, S 2 = I * p * cos( Y 0 ) , Y 0 - угол поворота направления максимальной поляризации относительно плоскости референции, p - степень линейной поляризации, S 3 = I*p*sin( Y 0 ) , S 4 = I * q , q - степень эллиптичности поляризации ) , f ij - матрица рассеяния. При молекулярном рассеянии диполи под действием падающей волны начинают двигаться с ускорением, следовательно излучают волны с частотой падающей волны, т.е. происходит рассеяние света на данных молекулах.

Рассмотрим коэффициент молекулярного ослабления k MS и учтем, что рассеяние должно происходить тогда, когда показатель преломления частицы относительно среды n не равен единице, тогда : [3] (5) ( l , где N - число частиц в единице объема, l - длина падающей волны. Также запишем функцию, показывающую « разбрасывание света по углам »: f MS ( j )=3* t MS *(1+cos 2 ( j ))/(16* p ) [3] (6) , где t MS - оптическая толща молекулярного рассеяния. Если ввести параметр D , характеризующий анизотропию молекул, то формула (6) примет вид : f MS ( j )=3* t MS *(1+ D +(1- D )* cos 2 ( j ))/(16* p ) [3] (7) Обычно молекулярный рассеянный свет поляризован : [3] (8), где P лин - степень линейной поляризации. При попадании света на крупные частицы, обычно находящиеся вблизи поверхности Земли, происходит частичная потеря импульса падающей электро-магнитной волны, т.е. на молекулу действует световое давление, тогда будем иметь эффекты дифракции, отражения и преломления, пронукновения электро-магнитной волны вовнутрь частицы. В результате может возникнуть интерференция падающей волны и вышедшей из частицы за счет явления внутреннего отражения. Все эти явления описываются в теории Ми.

Предположения теории Ми : частицы сферические, однородные, не сталкиваются ; атмосфера - плоско-параллельный слой. Т.к. показатель преломления частиц, описываемых теорией Ми, - комплексный : m=n+ i * c , где n - обычный показатель преломления, c - характеризует поглощение волны частицей. В результате рассеяния прямого солнечного излучения в атмосфере, она сама становится источником излучения, которое достигает земной поверхности в виде рассеянного излучения.

Максимум в спектре рассеянной радиации смещен в более коротковолновую область, чем у солнечного спектра ; также состав рассеянной радиации зависит от высоты Солнца (рис.4. [1] ). Рис.4. Распределение энергии в спектре рассеянного света, посылаемого различными точками небесного свода.

Рассеянная радиация также зависит и от облачности, что проиллюстрировано на рис.5. [1] , который построен по экспериментальным данным для г.

Павловска.