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.

Рыс. 4.3. Шлях сонечнага промня ў атмасферы пры рознай вышыні Сонца

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_○.

Табліца 4.2 Залежнасць масы атмасферы ад вышыні Сонца (табліца Бемпарада)

hº	90	60	30	10	5	3	0
m	1,0	1,2	2,0	5,6	10,4	15,4	35,4

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