Послаблення потоків променистої енергії в атмосфері

Сонячне випромінювання, проходячи через атмосферу, ослабляється завдяки ефектам розсіяння і поглинання. Для потоків променистої енергії атмосфера у видимій частині спектру є каламутним середовищем, тобто розсіюючим, а в ультрафіолетовій і інфрачервоній - поглинаючим і розсіюючим. Світловий потік поглинається в атмосфері, причому кількість енергії, що дійшла до поверхні Землі, можна знайти із закону Бугера (закон послаблення світла):

I=I₀*exp(- )^[3] (2),

де I⁰ - інтенсивність випромінювання (на межі атмосфери), що падає, Z₀ 75⁰ (плоско-паралельна модель атмосфери), H - шлях, пройдений світлом до земної поверхні, k(h) - коефіцієнт поглинання (послаблення) світлового потоку, залежний від висотного розподілу щільності, складу атмосфери, фізичних і хімічних властивостей газів, часток, що знаходяться в атмосфері (рис.2.[1]).

Розглянемо виборче поглинання променистої енергії в атмосфері. Будь-яка речовина має свої смуги поглинання (рис.3.^[1])^. З газів, що входять завжди до складу атмосфери, істотне для нас селективне поглинання мають лише O₂, O₃, CO₂ і водяна пара H₂O. Кисень викликає інтенсивне поглинання світла

У далекій ультрафіолетовій області для довжин хвиль  <200 нм з максимумом поглинання близько =155нм. Поглинання в цій області спектра настільки велике вже в самих високих шарах

Рис.2. Розподіл енергії в нормальному сонячному спектрі.

Рис.3. Спектр поглинання земної атмосфери.

атмосфери, що сонячні промені з довжиною хвилі  не доходять до висот, доступних для спостереження поверхні Землі і літаків. Кисень також дає систему смуг у видимій області спектра A (759,4- 70,3 нм;  _max=759,6 нм); B (686,8 - 694,6 нм;  _max=686,9 нм)_. Вуглекислий газ (CO₂) - основна вузька смуга з  max=4,3 мкм, інші - занадто незначні, тому не мають для нас істотного значення. Озон (O₃) має дуже складний спектр поглинання, лінії і смуги якого охоплюють усю область сонячного спектру, починаючи від крайніх ультрафіолетових променів і до далекої інфрачервоної області^[1]. У земній атмосфері озону мало, він розташовується у вигляді шару (10 - 40 км) з центром тяжіння на висоті близько 22 км, але має сильну поглинальну здатність. Його смуги: п.Гартлея (200 - 320 нм;  _max=255 нм); п.Шапюі (500 - 650 нм;  _max=600 нм). Найбільше значення в поглинанні променистої енергії в атмосфері має водяну пару (H₂O), якої дуже багато в нашій атмосфері (вологість, хмари і тому подібне), його смуги поглинання:    (0,926 - 0,978 мкм;  _max=0,935 мкм);  (1,095 - 1,165 мкм;  _max=1,130 мкм);  (1,319 - 1,498 мкм;  _max=1.395);  (1,762 - 1.977 мкм;  _max=1.870 мкм);  (2,520 - 2,845 мкм;  _max=2,680 мкм). Найбільш точна формула для розрахунку величини поглиненої в атмосфері енергії сонячної радіації має вигляд:

 E=0,156*(m*)^0,294 кал/см²* мин.^[2] (3),

де m - пройдений променями шлях,  -загальний зміст водяної пари у вертикальному стовпі атмосфери одиничного перерізу (1 см²). Далі розглянемо атмосферні аерозолі і пил, їх зміст залежить від висоти, вони впливають на зменшення прозорості атмосфери.

Розглянемо відбиту радіацію, тобто радіацію, яка досягає земної поверхні, частково відбивається від неї і знову повертається в атмосферу. Також відбита радіація - це і випромінювання, відбите від хмар.

Кількість відбитої деякою поверхнею енергії в значній мірі залежить від властивостей і стану цієї поверхні, довжини хвилі променів, що падають. Можна оцінити відбивну здатність будь-якої поверхні, знаючи величину її альбедо, під яким розуміється відношення величини усього потоку, відбитого цією поверхнею по усіх напрямах, до потоку променистої енергії, що падає на цю поверхню; зазвичай його виражають у відсотках (ТАБЛИЦЯ 1^[1])^.

ТАБЛИЦЯ 1

ВИД ПОВЕРХНІ	АЛЬБЕДО
СУХИЙ ЧОРНОЗЕМ
ГУМУС
ПОВЕРХНЯ ПІЩАНОЇ ПУСТЕЛІ	28 -38
ПАРОВЕ ПОЛЕ (СУХЕ)	8 - 12
ВОЛОГЕ ЗОРАНЕ ПОЛЕ
СВІЖА (ЗЕЛЕНА) ТРАВА
СУХА ТРАВА
ЖИТО І ПШЕНИЦЯ	10 - 25
ХВОЙНИЙ ЛІС	10 - 12
ЛИСТЯНИЙ ЛІС	13 - 17
ЛУГ	17 - 21
СНІГ	60 - 90
ВОДНІ ПОВЕРХНІ	2 - 70
ХМАРИ	60 - 80

Розглянемо розсіяну радіацію. Розсіяння в атмосфері може відбуватися на молекулах газів (молекулярне розсіяння) і частках (великих ( <<r), середніх (  r), дрібних ( >>r)), що знаходяться в атмосфері, воно залежить також і від наявності хмарності. Основи цієї теорії закладені Релеєм, але пізніше вона була вдосконалена іншими вченими вже для різних розмірів, форм і властивостей частинок. Для аналізу явищ розсіювання використовують рівняння переносу випромінювання; запишемо йогоу векторній формі

де S_{i -} параметри Стоксу (S₁=I - сумарна інтенсивність, S₂=I*p*cos( ₀),  ₀ - кут повороту напряму максимальної поляризації відносно площини референції, p - міра лінійної поляризації, S₃=I*p*sin( ₀), S₄=I*q, q - міра еліпсної поляризації), f_ij - матриця розсіяння. При молекулярному розсіянні диполі під дією хвилі, що падає, починають рухатися з прискоренням, отже випромінюють хвилі з частотою хвилі, що падає, тобто відбувається розсіяння світла на цих молекулах. Розглянемо коефіцієнт молекулярного послаблення k_MS і врахуємо, що розсіяння повинне відбуватися тоді, коли показник заломлення частки відносно середовища n не дорівнює одиниці, тоді:

^[3] (5) ( << r)

де N - число часток в одиниці об'єму,  - довжина хвилі, що падає. Також запишемо функцію, що показує "розкидання світла по кутах":

f_MS()=3* _MS*(1+cos²())/(16*)^[3] (6),

де  _MS - оптична товща молекулярного розсіяння. Якщо ввести параметр характеризує анізотропію молекул, то формула (6) прийме вигляд:

f_MS()=3* _MS*(1+ +(1-)*cos²())/(16*)^[3] (7)

Зазвичай молекулярне розсіяне світло поляризоване:

^[3] (8),

де P_лин - міра лінійної поляризації.

При попаданні світла на великі частки, поверхні Землі, що зазвичай знаходяться зблизька, відбувається часткова втрата імпульсу електромагнітної хвилі, що падає, тобто на молекулу діє світловий тиск, тоді матимемо ефекти дифракції, віддзеркалення і заломлення, проникнення електромагнітної хвилі усередину частки. В результаті може виникнути інтерференція хвилі, що падає, і що вийшла з частки за рахунок явища внутрішнього віддзеркалення. Усі ці явища описуються в теорії Ми. Припущення теорії Ми: частки сферичні, однорідні, не стикаються; атмосфера - плоско-паралельний шар. Так як показник заломлення часток, що описуються теорією Ми, - комплексний: m=n+ *, де n – звичайний показник заломлення - характеризує поглинання хвилі часткою.

В результаті розсіяння прямого сонячного випромінювання в атмосфері, вона сама стає джерелом випромінювання, яке досягає земної поверхні у вигляді розсіяного випромінювання. Максимум в спектрі розсіяної радіації зміщений у більше короткохвильову область, ніж у сонячного спектру; також склад розсіяної радіації залежить від висоти Сонця (рис.4.^[1]).

Рис.4. Розподіл енергії в спектрі розсіяного світла, що посилається різними точками небесного зводу.

Розсіяна радіація також залежить і від хмарності, що проілюстровано на рис.5.^[1] який побудований за експериментальними даними для м. Павловська. Нерідкі випадки, коли розсіяна радіація досягає значень, порівнянних з потоком прямої сонячної радіації^[1]. Це явище зазвичай відбувається в північних широтах. Воно з'ясовне тим, що чистий суцільний сніговий покрив має неймовірну велику відбивну здатність. Хмари є середовищами, які можуть сильно розсіювати світло; досліди показали, що щільні хмари завтовшки 50 - 100 метрів вже повністю розсіюють прямі сонячні промені.

Рис.5. Розсіяна радіація атмосфери при безхмарному небі і при суцільній хмарності (10 балів).

5.

Тема. 4. Зорі. Фізика зір.

10. Визначення блиску змінних зір та способи їх обробки. Глазомірні оцінки блиску. Спостереження та обробка результатів змінних зір.

Оцінки блиску відносні, диференціальні. Підбираються зірки порівняння, які мають постійний блиск. Головне - вдало підібрати зірки порівняння, які повинні задовольняти наступним умовам:

1. Вони повинні розташовуватися на небі (чи на фотонегативі) як можна ближче до зірки, що вивчається, у полі зору окуляра (чи лупи, в яку розглядається знімок).

2. Їх блиск не повинен сильно відрізнятися від блиску змінної зірки. Тому якщо амплітуда змінної невелика, можна обмежитися двома зірками порівняння, з яких одна дещо яскравіше за змінну, а друга - слабкіше. Якщо ж амплітуда зірки така, що її блиск виходить за межі цього інтервалу, то доводиться вводити ще одну зірку порівняння. Бувають випадки, коли при дуже великій амплітуді доводиться підбирати багато зірок порівняння різного блиску. В усякому разі, потрібно прагнути до того, щоб відмінності у блиску двох зірок порівняння були не більше 0^m,4-0^m,5.

3. Бажано (але важко здійснимо), щоб колір зірок порівняння мало відрізнявся від кольору змінної зірки.

Підібравши зірки порівняння, спостерігач може приступити до виконання оцінок блиску змінної. Простий спосіб спостережень був запропонований Э. Пікерінгом і полягає в наступному. Спостерігач вибирає з сукупності зірок порівняння дві такі, щоб одна (а) була трохи яскравіша за змінну (v), а друга (b) дещо слабкіше її. Інтервал їх блиску (a, b) подумки ділиться на десять частин і опениваются різниці блиску (а, v) і (v, b) в десяткових долях цього інтервалу. Записуються оцінки так:

a 1 v 9 b; a 2 v 8 b; a 3 v 7 b;...; a 9 v 1 b

Цей спосіб чисто інтерполяційний, і в цьому його перевага. Він дає можливість вичислити блиск змінної, якщо відомі зоряні величини зірок порівняння. У Додатках в таблиці. VI (с. 152) і біля карт околиць приведені візуальні зоряні величини рекомендованих зірок порівняння, так що початкуючий спостерігач може приступити до спостережень за способом Пікерінга. Проте надалі йому доведеться освоїти і інші способи оцінок блиску і метод виведення шкали блиску зірок порівняння.

Для оцінки відмінності у блиску зірок Ф. Аргеландер в середині XIX ст. запропонував свій метод мір, який на перший погляд здається дуже наближеним. Він полягає в наступному. Якщо, вдивляючись по черзі, в дві зірки, скажімо, a і v, ми бачимо, що їх: блиск не відрізняється один від одного, то ми пишемо а = v. Якщо ж блиск зірки а на ледве відчутну величину більше блиску зірки і, то зірка а на одну міру яскравіше v, і ми записуємо a l v. Якщо відмінність блиску відчутно, то потрібно оцінити інтервал блиску в дві міри і записати а 2 v. У тих випадках, коли відмінності у блиску значніші, допустимі оцінки a3v, a4v.

Звичайно, повне спостереження повинне містити, оцінки не з однією зіркою порівняння, а з декількома, щоб серед них були і такі, коли зірки порівняння яскравіші за змінну, і такі, коли вони слабкіші за змінну зірку.

У початкуючих спостерігачів міра зазвичай велика, близько 0^m,2. Після тренування величина міри зменшується, а потім і стабілізується. Так, у автора цієї книги, який довго спостерігав змінні зірки, міра близько 0^m,06^. Застосовуючи спосіб Аргеландера, спостерігач незабаром переконається в тому, що міра, що здавалася спочатку ефемерною, насправді цілком реальна величина. Око - дивний інструмент по своїй досконалості. Рекомендуємо освоїти спосіб Аргеландера, але користуватися на практиці іншим, досконалішим способом Нейланда - Блажко, який є не лише ступеневім, але і інтерполяційним.

У цьому методі використовуються дві зірки порівняння, як в способі Пікерінга: одна з великим блиском, а інша - з меншим блиском, ніж змінна. Відмінність від способу Пікерінга полягає в тому, що інтервал блиску зірок порівняння ділиться не на десять, а на ту кількість мір, яка оцінює спостерігач. Великі відмінності у блиску оцінити в мірах важко. Тому використовується прийом, який пояснимо прикладом. Нехай порівнюється блиск трьох зірок, a, v і b. Позначимо різниці блиску символами (а, v) і (v, b). Вибираємо менший з них, нехай це буде (v, b). Оцінюємо його величину в мірах, наприклад, (v, b) = n. Далі, порівнюємо обидва інтервали між собою і бачимо, що інтервал (a, v) в р разів більше інтервалу (v, b). У такому разі в нім повинно міститися р* n мір. Тоді можна написати оцінку a [ pn ] v [ n ] b. Це дозволяє записувати інтервали великі чотирьох мір. Нехай, наприклад, інтервал (v, b) оцінений в три міри, а інтервал (a, v) в два рази більше його, тобто дорівнює шести мірам; тоді оцінка матиме вигляд абv3b.

Чим досвідченіше спостерігач, тим точніше його оцінка. У журналі спостережень приводяться дві величини: момент спостереження і оцінка блиску. Звичайно, має бути намальована і карта околиць, на якій вказано, які зірки порівняння використовувалися при спостереженнях. Якщо проводяться спостереження яскравих зірок і зірки порівняння мають позначення, то карта околиць не потрібна.

Усі три методи (прийнятніше останній) використовуються як при візуальних спостереженнях, так і при фотографічних. У останньому мірами оцінюється почорніння зображення зірки, а вірніше, повний фотографічний ефект (почорніння і діаметр зображення зірки).

Як ми побачимо далі, метод Нейланда - Блажко дає можливість отримання ступеневої шкали зірок порівняння, яку потім використовують для обчислення блиску змінної зірки.