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(-

где I₀ - интенсивность падающего излучения (на границе атмосферы), Z₀Ј75⁰  (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; l_max=759,6 нм); B (686,8 - 694,6 нм; l_max=686,9 нм). Углекислый газ (CO₂) - основная узкая полоса с l_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; l_max=255 нм); п.Шапюи (500 - 650 нм; l_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: rst (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:

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

    Рассмотрим рассеянную радиацию. Рассеяние в атмосфере может происходить на молекулах газов (молекулярное рассеяние) и частицах (крупных (l<<r), 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 (S₁=I - суммарная интенсивность, S₂=I*p*cos(Y₀), Y₀ - угол поворота  направления максимальной поляризации относительно плоскости референции, p - степень линейной поляризации, S₃=I*p*sin(Y₀), S₄=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: