Ослабление солнечных лучей в атмосфере

Приведенные световые характеристики Солнца относятся к внешней границе атмосферы. Проходя через земную атмосферу, поток солнечных лучей по пути частично рассеивается и частично поглощается и до Земли доходит ослабленным. Чем ближе опускается Солнце к горизонту, тем больше ослабляются его лучи (рис. 1.1). На рисунке наблюдатель находится на Земле в точке О. Если Солнце в зените, т. е. вертикально над головой, то его лучи проходят в атмосфере путь АО. Солнце немного отошло из зенита на зенитный угол ЛОВ. Зенитное расстояние Солнца обозначим z. Теперь его лучи проходят более длинный путь ВО. По мере опускания Солнца к горизонту путь его лучей будет увеличиваться (ВО, СО, DO) и достигнет максимальной длины (ЕО), когда Солнце окажется на горизонте. Чем длиннее путь лучей, тем больше энергии они будут терять на этом пути.

Ослабление солнечных лучей в атмосфере происходит за счет двух процессов: поглощения и рассеяния. Поглощенная солнечная радиация переходит в другие виды энергии, в основном в тепловую, т. е. расходуется на нагревание воздуха. Поглощение солнечной радиации газами атмосферы носит избирательный, или селективный, характер, т. е. поглощаются определенные длины или участки длин волн. Главными поглотителями солнечной радиации являются озон, водяной пар и углекислый газ. Основное поглощение происходит в УФ- и ИК-областях солнечного спектра. В видимой части спектра поглощение играет малую роль в сравнении с рассеянием. Именно за счет рассеяния происходит главное ослабление световых солнечных лучей. При рассеянии световых лучей в атмосфере и возникают многообразные световые явления, объяснение которых является предметом данной книги.

Рассеяние световых лучей также сильно зависит от длины волны. Поэтому, проходя через атмосферу, лучи разных длин волн ослабляются по-разному. Закон ослабления, выведенный еще в XVIII в. французским физиком Пьером Бугером, записывается для так называемого монохроматического пучка лучей, т. е. пучка лучей определенной длины волны λ:

(1.3)

Рис. 1.1. Длина пути, проходимого солнечными лучами в атмосфере, при разных зенитных расстояниях Солнца

где S

(1.4)

λ - плотность потока (или интенсивность) пучка монохроматических лучей длины волны кλ, дошедших до поверхности Земли; S₀λ - плотность потока (или интенсивность) этого пучка на внешней границе атмосферы; m - масса или число масс атмосферы; τ_;λ - оптическая толщина атмосферы, равная:

Здесь α_λ - объемный коэффициент ослабления, который представляет собой отношение интенсивности светового потока, ослабленного (т. е. поглощенного и рассеянного во всех направлениях) единицей объема воздуха, к интенсивности светового потока, упавшего на единицу объема. Таким образом, ах характеризует относительное количество света, задержанного единицей объема.

Оптическая толщина атмосферы, согласно (1.4), представляет собой просуммированные по всей толщине атмосферы объемные коэффициенты ослабления. Другими словами, оптическая толщина атмосферы есть объемный коэффициент ослабления единичного слоя атмосферы сечением, равным единице площади (1 м²), и высотой, равной высоте атмосферы.

Масса атмосферы (или число масс атмосферы) m представляет собой отношение оптической толщины атмосферы, проходимой солнечными лучами при зенитном расстоянии Солнца z, к оптической толщине, проходимой при положении Солнца в зените {г =0).

Для зенитных расстояний менее 60° масса атмосферы т, как это видно и из рис. 1.1, вычисляется по формуле:

(1.5)

Для больших зенитных расстояний расчеты проводятся по более сложной формуле Бемпорада, из которой получены следующие значения m при различных зенитных расстояниях z:

Например, при зенитном расстоянии Солнца 60° (высота Солнца 30°) масса атмосферы равна 2. Это означает, что лучи Солнца проходят массу атмосферы в 2 раза большую, чем при положении Солнца в зените, а при положении Солнца на горизонте (z =90°) они проходят массу атмосферы в 35 раз большую, чем при положении Солнца в зените.

Оптическая толщина атмосферы связана простым соотношением с другой характеристикой ослабления атмосферы - коэффициентом прозрачности P_λ:

(1.6)

Подставляя P_λ в (1.3), получим:

(1.7)

При m = 1

(1.8)

Таким образом, коэффициент прозрачности атмосферы равен отношению интенсивности светового потока, дошедшего до поверхности Земли при единичной массе атмосферы (т. е. при вертикальном падении солнечных лучей), к его интенсивности на внешней границе атмосферы.

В отличие от коэффициента ослабления и оптической толщины атмосферы, характеризующих доли радиации, задержанные (или ослабленные) единицей объема и единичной толщей атмосферы соответственно, коэффициент прозрачности характеризует долю радиации, пропущенную атмосферой, т. е. дошедшую до поверхности Земли при единичной массе атмосферы.

Для всего потока солнечных лучей (его называют также интегральным потоком) формула (1.3) приобретает вид:

(1.9)

где Р - коэффициент прозрачности, осредненный для интегрального потока; S₀ - солнечная постоянная.

Коэффициент прозрачности атмосферы Р при среднем состоянии ее замутнения равен примерно 0,8; высоко в горах он может достигать 0,9. При большой мутности атмосферы (дымка, туман, мгла и т. п.) Р уменьшается до 0,6 и меньше. При наличии облаков, когда диск Солнца становится невидимым, коэффициент прозрачности для прямых солнечных лучей равен 0.

Поскольку нас интересует только световая часть потока солнечной радиации, запишем формулу (1.9) применительно к освещенности, так как именно освещенность является световым эквивалентом прямой солнечной радиации. Итак, у поверхности Земли на площадке, перпендикулярной солнечным лучам, прямым солнечным светом создается освещенность

(1.10)

где Е₀ - световая солнечная постоянная.

В отличие от прямой солнечной радиации освещенность обычно измеряют на горизонтальную поверхность. Обозначим ее Е_гор. Если Солнце находится на высоте h, то

(1.11)

Освещенность рассеянным светом, поступающим от всего небосвода, также измеряют на горизонтальную поверхность.