Рассеянная и поглощенная радиация в атмосфере

 

В результате рассеяния и поглощения прямой солнечной радиации в атмосфере ее поток, достигающий земной поверхности, уменьшается. При этом изменяется состав спектра, поскольку лучи с различными длинами волн поглощаются и рассеиваются в атмосфере в различной степени.

Поглощение радиации в атмосфере носит избирательный характер. Азот поглощает радиацию только очень маленьких длин волн в ультрафиолетовой части спектра, но количество приносимой ими на земную поверхность энергии очень мало. Озон, несмотря на его малое количество, поглощает практически всю радиацию с длиной волны менее 0,29 мкм. Углекислый газ активно поглощает инфракрасные лучи, но его содержание в атмосфере очень невелико.

Основным поглотителем радиации в атмосфере является водяной пар, содержащийся в основном в тропосфере. Он поглощает значительную долю инфракрасной части спектра. В целом в атмосфере поглощается приблизительно 15–20% прямой солнечной радиации.

В гораздо более значительных размерах ослабляет уровень прямой солнечной радиации рассеяние. Оно забирает около 25% от общего потока радиации. Приблизительно 2/3 ее достигает земной поверхности, но при этом, она поступает на поверхность Земли с различных направлений. Поэтому ее эффективность следует оценивать в проекции на горизонтальную плоскость. Кроме того, в основном рассеиваются лучи коротковолновой части спектра, которые возвращаются из атмосферы обратно в космическое пространство. В ходе преобразования в атмосферных слоях рассеянная радиация частично поляризуется.

В рассеянной радиации преобладают фиолетовые и синие лучи, поэтому небо имеет голубой цвет. По мере увеличения высоты, с уменьшением количества рассеянных частиц, цвет неба переходит в темно-синий, а в стратосфере – в черно-фиолетовый.

При увеличении в атмосфере количества крупных примесей, увеличивается доля длинноволновой части прямой солнечной радиации и окраска небесного свода становится более белесоватой.

Поскольку рассеиваются в основном более короткие волны, то Солнце приобретает более желтую окраску. Чем ближе к линии горизонта, тем более желтым становится цвет солнечного диска, т.к. увеличивается длина пути солнечных лучей в атмосфере.

Рассеянный свет обеспечивает освещение в тех местах, куда не попадают прямые солнечные лучи, например, в помещениях или на открытой местности при пасмурной погоде и т.п.

Вечером, после захода Солнца, темнота наступает не сразу, поскольку находящееся ниже линии горизонта Солнце освещает верхние слои атмосферы. Аналогичная ситуация наблюдается и утром перед восходом Солнца. Это явление носит название утренних или вечерних сумерек.

В целях практического использования сумерки разделяются на три вида:

гражданские сумерки, в течение которых погружение Солнца ниже линии горизонта не превышает 7º. В эту наиболее светлую часть сумерек естественное освещение настолько интенсивно, что на открытом месте можно выполнять любые работы, в том числе чтение и письмо без искусственного освещения;

навигационные сумерки, соответствующие погружению Солнца до 12º. Условия видимости местности в этот период в значительной мере ухудшены вследствие недостаточной освещенности. Однако, при плавании судов и кораблей вблизи береговой черты судоводитель еще может ориентироваться по береговым предметам;

астрономические сумерки определяются погружением Солнца до 18º. В этот момент на земной поверхности наступает полная темнота, но в верхних слоях атмосферы наблюдается некоторое свечение, препятствующее астрономическим наблюдениям слабых светил.

Моменты наступления и продолжительность каждого вида сумерек на каждый день конкретного года и для различных широт публикуются в астрономических календарях, навигационных таблицах и других справочных изданиях. Однако, эти сведения имеют только ориентировочное значение, поскольку освещенность и видимость окружающей местности зависят от состояния погоды, наличия или отсутствия снежного покрова и целого ряда других причин.

Продолжительность сумерек определяется углом между направлением видимого суточного движения Солнца по отношению к линии горизонта, вследствие чего она зависит от широты местности. Поэтому в средних широтах сумерки длятся в полтора – да раза дольше, чем на экваторе. Кроме того, с широтой местности связан угол опускания Солнца за линию горизонта. Если в летнее время в течение суток в полночь склонение Солнца, т.е. угол наклона его к линии горизонта, не превышает –7º, то утренние сумерки сливаются с вечерними и наблюдается явление, называемое “белые ночи”.

Изменение окраски небесного свода в стороне Солнца в момент его восхода или захода называется заря.

Солнечная радиация ослабляется в атмосфере за счет поглощения и рассеяния. Ослабление уровня радиации прямо пропорционально величине потока радиации и количеству поглощающих и рассеивающих частиц на пути солнечных лучей, а также плотности атмосферы (рис. 2.2).

 

Рис. 2.2. К выводу формулы Бугера

 

Дифференциальное уравнение потока радиации S для тонкого слоя атмосферы dF с плотностью ρ; имеет вид

 

(2.1)

 

где: a – коэффициент пропорциональности, называемый массовым показателем ослабления.;

 

Интегрируя выражение (2.1) от A до B, получим

, тогда и

(2.2)

Выражение есть масса воздуха, проходимая лучами потока радиации единичной площади. Если обозначить M₀ массу вертикального столба атмосферы над пунктом наблюдения, то отношение можно назвать оптической массой атмосферы, а произведение τ;= aM₀ ее оптической толщиной. Подставив эти значения в формулу (2.2), получим

(2.3)

 

Обозначив e^-τ=P, можем записать

S=S₀ P ^m (2.4)

 

где: Р – коэффициент прозрачности.

 

Выражение (2.4) называется формулой Бугера, при m =1, когда Солнце находится в зените

S=S₀P, и P = (2.5).

Таким образом, коэффициент прозрачности показывает, какая доля солнечной радиации доходит до земной поверхности при отвесном падении лучей на нее.

При высоте Солнца более 30º оптическая масса атмосферы примерно определяется по формуле m=сosec h, тогда S=S₀P^{Сosec h}.

При меньших высотах Солнца сказывается сферичность атмосферы и рефракция. При h₀ =0º когда Солнце на линии горизонта, m =35, а не ∞.

Поток солнечной энергии на верхней границе атмосферы

, (2.6)

 

где r – расстояние от Земли до Солнца в момент наблюдения;

r₀ = 159.5 10⁶ км – среднее значение расстояние от Земли до Солнца;

S₀ – солнечная постоянная.

 

Поскольку S₀ есть величина постоянная, то по результатам измерений потока солнечной радиации у земной поверхности при определенной высоте Солнца, используя формулу (2.5) можно вычислить средний коэффициент прозрачности атмосферы на данный момент времени.

Для идеальной атмосферы, не содержащей примесей, коэффициент прозрачности равен 0,9, в реальных условиях он колеблется в пределах от 0,60 до 0,85.

Все ослабление радиации за счет поглощения и рассеивания делится на две части: ослабление радиации идеальной атмосферой и ослабление ее водяным паром и аэрозольными примесями.

Если обозначить ослабление солнечной радиации постоянными газами, т.е. идеальной атмосферой τ_и, получим значение фактора мутности

, (2.7)

откуда t=Т×t_u, подставив полученное значение в формулу (2.3), получим

(2.8)

Среднее значение фактора мутности в равнинных условиях средних широт близки к 3. В городах величина T может превышать 4. Зимой фактор мутности имеет наименьшее значение, а летом возрастает.