Излучение в атмосфере
РефератРадиационный режим в атмосфере
Составлен:
Карбышевым С.Ф.Введение
Большинство происходящих в атмосфере явлений, изучаемых оптиками и
метеорологами, развиваются за счет лучистой энергии, т.е. энергии,
доставляемой Земле солнечной радиацией. Мощность этой энергии примерно
может быть оценена в 18*1023 эрг/с. Энергетический спектр солнечной
радиации на границе атмосферы близок к спектру абсолютно черного тела с
температурой порядка 60000К (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
[pic]
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 57130К.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(60000К, 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:l0,(*((=0,021*(-23*exp(-0,0327*(-4)*(([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=I0*exp(-[pic])[3] (2),
где I0 — интенсивность падающего излучения (на границе атмосферы), Z0(750
(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 O2, O3, CO2 и водяной пар H2O. Кислород вызывает интенсивное
поглощение света
В далекой ультрафиолетовой области для длин волн (<200 нм, с максимумом
поглощения около (=155нм. Поглощение в этой области спектра настолько
велико уже в самых высоких слоях[pic]
Рис.2. Распределение энергии в нормальном солнечном спектре.
[pic]
Рис.3. Спектр поглощения земной атмосферы.атмосферы, что солнечные лучи с длиной волны (<200нм 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; (max=759,6
нм); B (686,8 — 694,6 нм; (max=686,9 нм). Углекислый газ (CO2) — основная
узкая полоса с (max=4,3 мкм, остальные — слишком незначительны, поэтому не
имеют для нас существенного значения. Озон (O3) 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;
(max=255 нм); п.Шапюи (500 — 650 нм; (max=600 нм). Наибольшее значение в
поглощении лучистой энергии в атмосфере имеет водяной пар (H2O), которого
очень много в нашей атмосфере (влажность, облака и т.п.), его полосы
поглощения: ((( (0,926 — 0,978 мкм; (max=0,935 мкм); ( (1,095 — 1,165 мкм;
(max=1,130 мкм); ( (1,319 — 1,498 мкм; (max=1.395); ( (1,762 — 1.977 мкм;
(max=1.870 мкм); ( (2,520 — 2,845 мкм; (max=2,680 мкм). Наиболее точная
формула для расчета величины поглощенной в атмосфере энергии солнечной
радиации имеет вид:
(E=0,156*(m*()0,294 кал/см2* мин.[2] (3),
где m — пройденный лучами путь, ( — общее содержание водяного пара в
вертикальном столбе атмосферы единичного сечения (1 см2). 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
|ВИД ПОВЕРХНОСТИ |АЛЬБЕДО |
|СУХОЙ ЧЕРНОЗЕМ |14 |
|ГУМУС |26 |
|ПОВЕРХНОСТЬ ПЕСЧАНОЙ ПУСТЫНИ|28 -38 |
|ПАРОВОЕ ПОЛЕ ( СУХОЕ) |8 — 12 |
|ВЛАЖНОЕ ВСПАХАННОЕ ПОЛЕ |14 |
|СВЕЖААЯ ( ЗЕЛЕНАЯ ) ТРАВА |26 |
|СУХАЯ ТРАВА |19 |
|РОЖЬ И ПШЕНИЕЦА |10 — 25 |
|ХВОЙНЫЙ ЛЕС |10 — 12 |
|ЛИСТВЕННЫЙ ЛЕС |13 — 17 |
|ЛУГ |17 — 21 |
|СНЕГ |60 — 90 |
|ВОДНЫЕ ПОВЕРХНОСТИ |2 — 70 |
|ОБЛАКА |60 — 80 |Рассмотрим рассеянную радиацию. Рассеяние в атмосфере может происходить
на молекулах газов (молекулярное рассеяние) и частицах (крупных ((<<r),
средних (((r), мелких ((>>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: [pic] (4),где Si — параметры Стокса (S1=I — суммарная интенсивность, S2=I*p*cos((0),
(0 — угол поворота направления максимальной поляризации относительно
плоскости референции, p — степень линейной поляризации, S3=I*p*sin((0),
S4=I*q, q — степень эллиптичности поляризации),fij — 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 kMS и учтем, что рассеяние должно
происходить тогда, когда показатель преломления частицы относительно среды
n не равен единице, тогда:
[pic] [3] (5) (( << r),
где N — число частиц в единице объема, ( — длина падающей волны. Также
запишем функцию, показывающую «разбрасывание света по углам»:fMS(()=3*(MS*(1+cos2(())/(16*()[3] (6),
где (MS — оптическая толща молекулярного рассеяния. Если ввести параметр (,
характеризующий анизотропию молекул, то формула (6) примет вид:fMS(()=3*(MS*(1+(+(1-()*cos2(())/(16*()[3] (7)
Обычно молекулярный рассеянный свет поляризован:
[pic] [3](8),
где Pлин — 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+(*(, где n — обычный показатель
преломления, ( — 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]).[pic]
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. Нередки случаи, когда рассеянная радиация
достигает значений, сравнимых с потоком прямой солнечной радиации[1]. Это
явление обычно происходит в северных широтах. Оно объяснимо тем, что чистый
сплошной снежный покров имеет черезвычайно большую отражательную
способность. Облака являются средами, которые могут сильно рассеивать свет;
опыты показали, что плотные облака толщиной 50 — 100 метров уже полностью
рассеивают прямые солнечные лучи.
[pic]Рис.5. Рассеянная радиация атмосферы при безоблачном небе и при сплошной
облачности (10 баллов).Реферат содержит
|СТРАНИЦ |ТАБЛИЦ |РИСУНКОВ |ФОРМУЛ |
14
| |1 |5 |8 |Литература
1. «Курс метеорологии» под ред. Г.Н.Тверского, ГИДРОМЕТЕОИЗДАТ, Л., 1951г..
2. Справочник «Атмосфера», ГИДРОМЕТЕОИЗДАТ, Л., 1991г..
3. Лекции Павлова В.Е. по оптике атмосферы для студентов III — V курсов
специализации «Оптическое зондирование атмосферы», АГУ, Барнаул, 1996г..
