2.5. Влияние земной атмосферы на величину потока излучения Солнца

Расстояния, пройденные прямыми солнечными лучами через атмосферу Земли, зависят от угла падения θ_z и высоты расположения наблюдателя над уровнем моря (рис. 2.11).

Предполагается наличие ясного неба без облаков, пыли или загрязнения воздуха. Так как верхняя граница атмосферы точно не определена, более важным фактором, чем пройденное расстояние, является взаимодействие излучения с атмосферными газами и парами. Прямой поток, нормально проходящий сквозь атмосферу при нормальном давлении, взаимодействует с определенной массой воздуха.

Рис. 2.11. Оптическая масса m=secθ_z: 1 – длина пробега, увеличенная на коэффициент m; 2 – нормальное падение – единичная длина пробега

Увеличение длины пути при наклонном падении луча под углом θ_z, по сравнению с путем при нормальном падении, называется оптической массой и обозначается символом m. Для оптической массы используется сокращение АМ. АМО соответствует нулевой атмосфере, т.е. излучению в космическом пространстве вне атмосферы; АМ1 соответствует m = 1, т.е. Солнце находится в зените; АМ2 – m = 2 и т.д.

Из рис. 2.11 без учета кривизны земной поверхности получаем

m = sec θ_z . (2.14)

Зависимость АМ от атмосферного давления или высоты расположения наблюдателя над уровнем моря учитывается отдельно, более подробно см. [14].

В процессе прохождения коротковолнового солнечного излучения через атмосферу имеют место различные виды взаимодействия, а именно: поглощение – переход энергии излучения в тепло с последующим излучением света большей длины волны; рассеяние – изменение направления распространения света от длины волны; отражение, которое не зависит от длины волны. Эти процессы показаны на рис.2.12.

В среднем около _о = 30% интенсивности космического солнечного излучения отражается обратно в космическое пространство. Большую часть излучения отражают облака, меньшую – снег и лед на поверхности Земли. Плотность оставшегося потока коротковолнового солнечного излучения составляет примерно (1-_о)1,3 кВт/м² ≈1 кВт/м². Коэффициент отражения _о называется альбедо.

Рис.2.12. Процессы, сопутствующие прохождению солнечного излучения сквозь атмосферу.

Если радиус Земли R, а интенсивность космического солнечного излучения (солнечная постоянная) G_о , то полученная от Солнца энергия составляет R²(1 -) G_о. Эта энергия равна энергии, излучаемой в космическое пространство Землей с излучающей способностью  = 1 и средней температурой Т_е. В условиях термодинамического равновесия имеем

R²(1 -) G_о =4R² Т_е⁴ . (2.15)

Откуда Т_е ≈ 250К = -23^оС.

Спектральное распределение длинноволнового излучения поверхности Земли, наблюдаемого из космоса, примерно соответствует спектральному распределению абсолютно черного тела при температуре 250 К.

Как видно из рис. 2.13, максимум распределения при этой температуре соответствует  = 10 мкм, что соответствует температуре 250 К, и эти распределения не перекрываются. Спектральные распределения солнечного излучения (короткие волны) и теплового излучения Земли и атмосферы (длинные волны) можно различить и исследовать отдельно друг от друга. Инфракрасные длинноволновые потоки излучения от поверхности Земли достаточно сложны и велики. Излучение атмосферы идет как к поверхности Земли, так и в противоположном направлении.

Рис. 2.13. Спектральное распределение коротковолнового и длинноволнового излучений: 1 – распределение коротковолнового излучения Солнца; 2 – распределение длинноволнового излучения Земли

При измерении потока излучения или при определении энергетического баланса для какой-либо площади поверхности Земли или устройства очень важно учитывать, что плотность потока инфракрасного излучения в окружающем пространстве может достигать 1 кВт/м².

Эффективная температура Земли, как абсолютно черного тела, эквивалентна температуре, с которой излучают энергию внешние слои атмосферы, а не поверхность Земли. Средняя температура поверхности Земли составляет примерно 14 ^оС, что на 40 ^оС выше температуры внешней атмосферы, которая в данном случае выступает как инфракрасный теплоизоляционный экран. Это повышение температуры называется парниковым эффектом.

Поскольку воздух почти прозрачен, тело на поверхности Земли обменивается лучистой энергией не с окружающим его в данный момент воздухом, а более холодными верхними слоями атмосферы. В этом случае верхние слои атмосферы представляют собой область атмосферы с температурой Т_s, которая называется температурой неба, более низкой, чем температура окружающего тело воздуха Т_а.

Расчеты показывают, что

Т_s ≈ Т_а – 6 ^оС , (2.16)

хотя для пустынных районов Т_а – Т_s может достигать 25 ^оС.

Важным процессом взаимодействия излучения Солнца с атмосферой является его спектральное поглощение. При этом можно выделить несколько характерных участков [15].

1. Коротковолновая ультрафиолетовая область (<0,3 мкм). Солнечное излучение в этом диапазоне практически полностью поглощается на уровне моря вследствие поглощения кислородом, озоном, азотом и другими газами и их ионами.

2. Ближний ультрафиолетовый диапазон (0,3 <<0,4 мкм). Проходит очень малая доля излучения.

3. Видимый диапазон (0,4 <  <0,7 мкм). Чистая атмосфера практически полностью пропускает видимое излучение и становится «окном», открытым для прихода на Землю солнечного излучения. Почти половина потока солнечной энергии приходится на этот спектральный диапазон.

4. Ближняя инфракрасная область (0,7 <  <2,5 мкм). На этот диапазон спектра приходится почти половина интенсивности космического излучения. Более 20 % солнечной энергии поглощается в атмосфере Земли, в основном парами воды и углекислого газа (рис. 2.14 и 2.15).

5. Дальний инфракрасный диапазон (<12 мкм); в этой области спектра атмосфера Земли практически непрозрачна.

Рис. 2.14. Зависимость монохроматического коэффициента поглощения атмосферы Земли и некоторых ее компонентов от длины волны

Н

Рис. 2.15. Спектральные распределения солнечного излучения вне атмосферы (верхняя кривая) и на уровне моря (нижняя кривая)

а видимую область спектра (0,4–0,7 мкм) (рис. 2.15) приходится примерно половина облученности. С увеличением длины волны λ облученностьG_λ^* резко уменьшается, на кривой распределения на уровне моря наблюдаются также провалы, связанные с поглощением парами воды и СО₂

На рис. 2.15 приведен результирующий солнечный спектр поглощения в диаметре длин волн от 0,3 до 3 мКм [16]. Нижняя кривая соответствует спектру солнечного излучения при m = 1. Она представляет собой распределение энергии излучения Солнца, измеренное в тропиках в полдень. Фактический спектр сильно зависит от запыленности и влажности при отсутствии облаков.