Радиационный режим в атмосфере
Радиационный режим в атмосфере
Излучение в атмосфере
Реферат
Радиационный 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
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,l*Dl=0,021*l-23*exp(-0,0327*l-4)*Dl[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(-)[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 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<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; lmax=759,6
нм); B
(686,8 - 694,6 нм; lmax=686,9 нм).
Углекислый газ (CO2) - основная узкая полоса с lmax=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; lmax=255
нм);
п.Шапюи (500 - 650 нм; lmax=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: rst
(0,926 - 0,978 мкм; lmax=0,935
мкм);
F (1,095 - 1,165 мкм; lmax=1,130
мкм);
Y (1,319 -
1,498 мкм; lmax=1.395); W
(1,762 - 1.977 мкм; lmax=1.870 мкм); C (2,520
- 2,845 мкм; lmax=2,680
мкм). Наиболее точная формула для расчета величины поглощенной в атмосфере
энергии солнечной радиации имеет вид:
DE=0,156*(m*v)0,294
кал/см2* мин.[2]
(3),
где m -
пройденный лучами путь, v - 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
|