4.6. Рассеянне сонечнай радыяцыі

Істотным фактарам аслаблення сонечнай радыяцыі ў атмасферы з’яўляецца яе рассеянне. Рассеянне адбываецца ў выніку ўзаемадзеяння электрамагнітных выпраменьванняў з часцінкамі атмасфернага паветра. Малекулы газаў і аэразольныя дамешкі паглынаюць энергію прамых электрамагнітных хваляў, якія ідуць ад Сонца, а затым перавыпраменьваюць гэту энергію ва ўсіх напрамках, ствараючы з’яву рассеяння.

З’ява рассеяння характэрна для аптычна неаднароднага асяроддзя, якім з’яўляецца атмасфернае паветра. Аптычна неаднародным называецца такое асяроддзе, у якім каэфіцыент пераламлення сонечных промняў змяняецца за кошт змянення шчыльнасці ці памераў часцінак. У рассеяную радыяцыю пераўтвараецца каля 26 % энергіі сонечнай пастаяннай. Рассеяная радыяцыя паступае да зямной паверхні не ад дыска Сонца, а ад усяго нябеснага схілу.

Рассеянне прамой сонечнай радыяцыі залежыць ад даўжыні хвалі і памераў рассейваемых часцінак. Промні рознай даўжыні рассейваюцца ў рознай ступені. У ідэальна чыстай і сухой атмасферы (без аэразолі) рассеянне святла падпарадкоўваецца закону Рэлея: інтэнсіўнасць рассеянай радыяцыі адваротна прапарцыянальна чацьвёртай ступені даўжыні хвалі рассейваемых промняў

(4.3)

дзе S_λ – спектральная шчыльнасць энергетычнай асветленасці прамой радыяцыі з даўжынямі хвалі λ; D_λ– спектральная шчыльнасць энергетычнай асветленасці рассеянай радыяцыі з той жа даўжынёй хвалі; а – эмпірычны каэфіцыент прапарцыянальнасці.

Адпаведна закону Рэлея, рассеянне фіялетавых промняў з даўжынёй хвалі λ_ф=0,4 мкм у 16 разоў больш, чым чырвоных промняў з даўжынёй хвалі λ_ч=0,75 мкм. Малекулярным рэлееўскім рассеяннем тлумачыцца блакітны колер неба. Гэта значыць, што ў чыстым і празрыстым паветры рассеянне ажыццяўляюць малекулы газаў.

Рассеянне аэразольнымі, звіслымі ў паветры часцінкамі, адбываецца адваротна прапарцыянальна другой і нават першай ступені даўжыні хвалі. У сувязі з гэтым усялякае памутненне атмасферы абумоўлівае раўнамеране рассеянне промняў бачнай часткі спектру. У такім выпадку небасхіл і воблакі набываюць белаватую афарбоўку. Вельмі малой рассейвальнай здольнасцю валодаюць інфрачырвоныя промні.

Рассеянне сонечнай радыяцыі ў атмасферы стварае прыродную асветленасць, у выніку якой уся атмасфера днём служыць крыніцай святла на Зямлі. За кошт рассеяння святла ў атмасферы ўзнікае з’ява прыцемак.

4.7. Закон аслаблення сонечнай радыяцыі ў атмасферы

Сонечная радыяцыя на шляху праз атмасферу аслабляецца за кошт адбівання, паглынання і рассеяння. Пры гэтым змяняецца яе спектральны склад. Велічыня аслаблення радыяцыі залежыць ад наступных фактараў:

1. ад інтэнсіўнасці самой радыяцыі: чым яна інтэнсіўней, тым больш яе губляецца на шляху праз атмасферу;

2. ад колькасці і памераў часцінак, якія паглынаюць і рассейваюць промні, інакш, ад празрыстасці атмасферы;

3. ад даўжыні шляху, які праходзяць сонечныя промні праз атмасферу.

У сваю чаргу, даўжыня шляху залежыць ад вышыні Сонца над гарызонтам (рыс. 4.3).

На рыс. 4.3 паказана змяненне даўжыні шляху сонечных промняў, якія праходзяць праз атмасферу, пры рознай вышыні Сонца. Прамыя Om₁, Om₂, Om₃,, Om₄, Om₅ – сонечныя промні, якія маюць розную вышыню і праходзяць розны шлях у атмасферы. Пры адвесным зенітальным становішчы Сонца яго промні праходзяць самы кароткі шлях праз атмасферу α₁О. Умоўна гэты самы кароткі шлях сонечных промняў у атмасферы прыраўноўваюць да адзінкі (m=1) і называюць аптычнай масай атмасферы m.

Па меры таго, як Сонца апускаецца да гарызонта, шлях промняў ў атмасферы павялічваецца, а значыць, павялічваецца колькасць аптычных мас атмасферы і ўсё больш аслабляецца радыяцыя. Калі Сонца знаходзіцца каля гарызонта, промні праходзяць праз атмасферу найбольш працяглы шлях (табл. 4.2). Аптычную масу атмасферу m вызначаюць пры дапамозе формулы:

m=1/sin h_○ (4.4)

На аснове формулы (4.3) Бемпарад вылічыў масу атмасферы m пры розных вышынях Сонца h_○.

Дадзеныя табл. 4.2 сведчаць, што пры высокім становішчы Сонца колькасць аптычных мас змяняецца павольна. Напрыклад, пры вышыні Сонца ад 90 да 30º аптычная маса павялічваецца толькі ў 2 разы. А пры памяншэнні вышыні Сонца ад 30 да 0º значэнне m павялічваецца больш чым у 17 разоў. З гэтага зробім вывад, што чым менш вышыня Сонца, тым менш празрыстай становіцца атмасфера і тым больш яна паглынае і рассейвае сонечных промняў.

Вывядзем колькасную заканамернасць аслаблення сонечнай радыяцыі ў атмасферы. Звернемся да рыс. 4.3. У пункце а₁ на верхняй мяжы атмасферы інтэнсіўнасць радыяцыі роўная сонечнай пастаяннай і абазначаецца S_о. Пасля таго, як паток радыяцыі прайшоў праз адну масу атмасферы (m=1), ён аслабляецца і ў кропцы О становіцца роўным S₁.

Увядзем паняцце каэфіцыента празрыстасці атмасферы р. Ён паказвае тую частку сонечнай пастаяннай S_о, якая даходзіць да зямной павверхні S₁ пры знаходжанні Сонца ў зеніце (m=1):

(4.5)

Адсюль атрымаем, што S₁= S_о р. Далей: калі сонечныя промні праходзяць яшчэ адзін такі ж слой атмасферы (г.зн. дзве масы атмасферы m=2), паток радыяцыі паменшыцца зноў у р раз:

S₂= S_о рр= S_о р²

Пры праходжанні сонечнымі промнямі трох мас (m=3) паток радыяцыі каля паверхні Зямлі яшчэ паменшыцца ў р раз і складзе

S₃= S_о р² р= S_о р³