Лекция 9. Основы актинометрии
Учебные вопросы:
1. История, основные понятия и законы актинометрии.
2.Общие сведения о Солнце .
3.Строение атмосферы Солнца.
4. Солнечная активность и биосфера
5.Излучение Солнца и его взаимодействие с атмосферой Земли.
1. Основные понятия и законы актинометрии.
Актинометрия - раздел метеорологии, изучающий закономерности распространения в атмосфере потоков лучистой энергии и их взаимодействия с ее веществом.
Развитие Актинометрия началось ещё в 17 в. Первые измерения солнечного тепла (в некоторых относительных единицах) были произведены английским учёным Э. Галлеем в 1693. В 1896 русский учёный Р. Н. Савельев впервые провёл измерения прямой солнечной радиации с воздушного шара, положив этим начало актинометрическим исследованиям в свободной атмосфере. Однако лишь после создания пиргелиометра (1887) и пиргеометра (1905) шведским учёным К. Ангстремом и биметаллического актинометра (1905) русским физиком В. Михельсоном исследования солнечной и земной радиации приобрели строго количественный характер.
История нового периода Актинометрии в России тесно связана с именем С. И. Савинова и Павловской обсерваторией. В СССР в 1925 при Главной Геофизической обсерватории (ГГО) была создана постоянная актинометрическая комиссия под руководством которой началось расширение сети актинометрических станций. ГГО — одна из старейших обсерваторий мира, практически руководит в СССР всеми работами в области актинометрических измерений на поверхности Земли и климатологических исследований теплового баланса. Впервые в СССР в 1948 в ГГО начались радиационные измерения с самолёта. Обширные исследования в области Актинометрия проводились в Центральной Аэрологической обсерватории и Ленинградском государственном университете.
С 1954 в ФРГ, США, СССР и в Японии начались исследования свободной атмосферы при помощи актинометрических радиозондов (АРЗ) — приборов, поднимаемых на одной-двух небольших оболочках до 30—35 км и дающих распределение по высоте нисходящих и восходящих потоков длинноволновой радиации и эффективного излучения с достаточной для решения многих задач геофизики точностью. С 1963 впервые в мире в СССР начала работать сеть актинометрического радиозондирования, проводящая регулярные выпуски АРЗ. Кроме того, актинометрические исследования свободной атмосферы при помощи АРЗ проводят с кораблей погоды и в Антарктиде.
Теоретические работы в Актинометрия охватывают широкий круг задач, в особенности вопрос о связи радиации с температурой атмосферы, облачностью, изменениями погоды и климата. Ведущее место среди исследований связи радиации с облачностью занимают работы Физики атмосферы института АН СССР, а по теории климата — ГГО и Гидрометеорологического научно-исследовательского центра СССР.
Установлено, что основную роль в формировании теплового режима нашей планеты играет энергия, получаемая ею от Солнца. Приток энергии от Солнца в среднем в 5000 раз превышает приток энергии из недр Земли и в 30 000000 раз больше притока энергии от других космических источников. Эта энергия поступает преимущественно в виде электромагнитных волн (энергия потока солнечного ветра ощутимо меньше ).
Электромагнитные волны, излучаемые Солнцем, называются Солнечной радиацией. Ежесекундно Солнцем в виде этих волн излучается приблизительно 380 млрд.млрд. МВт энергии.
Солнечная радиация распространяется по всем направлениям от источника излучения со скоростью =300 тыс. км/с. Она - основной источник энергии для всех географических процессов, в том числе процессов, происходящих в атмосфере.
Солнечное излучение поддерживает жизнь на поверхности Земли, участвуя в фотосинтезе, и влияет на земную погоду и климат. Его мощность характеризуется солнечной постоянной — количеством энергии, проходящей через площадку единичной площади, перпендикулярную солнечным лучам и удаленную от Солнца на одну астрономическую единицу (то есть на орбите Земли). Значение этой постоянной приблизительно равно 1370 Вт/м².
Проходя сквозь атмосферу Земли, солнечное излучение теряет в энергии примерно 370 Вт/м², и до земной поверхности доходит только 1000 Вт/м² (при ясной погоде и когда Солнце находится в зените). Эта энергия может использоваться в различных естественных и искусственных процессах. Так, растения с помощью фотосинтеза перерабатывают её в химическую форму (кислород и органические соединения). Прямое нагревание солнечными лучами или преобразование энергии с помощью фотоэлементов может быть использовано для производства электроэнергии (солнечными электростанциями) или выполнения другой полезной работы. Путём фотосинтеза была в далёком прошлом получена и энергия, запасённая в нефти и других видах ископаемого топлива.
Достигнув земной поверхности солнечная радиация частично поглощается, а ее остаток отражается обратно в космос. Спектр этой отраженной радиации определяется составом подстилающей поверхности. В спектре отражения от поверхности Мирового океана в основном отсутствует излучение, соответствующее линиям поглощения воды.
Длина волны составляющих солнечной радиации измеряется в микронах или в амстремах. Спектр солнечной радиации содержит линии ионизированных и нейтральных металлов, а также ионизированного водорода. Его общий вид показан на рисунке 1.
Рисунок 1. Спектр солнечной радиации, абсолютно черного тела с температурой 5250К и радиации отраженной от поверхности моря.
Как видно из рисунка, состав солнечной радиации:
1) Видимый свет - 46% от общего излучения. Длина волны - 0,4-0,75 мк( от красного до фиолетового)
2)Инфракрасный .Длина волны >0,75 мк (тепловая радиация)
3)Ультрафиолет-7%. Длина волны - <0,4 мк.
Также Солнцем формируется поток радиоизлучения.
Радиоизлучение- самая длинноволновая часть изученного спектра излучения Солнца, включает электромагнитные колебания с длинами волн микроны- сотни тысяч тысяч километров.
Доля энергии солнечной радиации, приходящейся на радиоизлучение, относительно не велика. Установлено, однако, что среди волн входящих в его состав встречаются и совпадающие по частоте с резонансной частотой колебаний магнитосферы Земли. Увеличение амплитуды резонансной электромагнитной «подчачки» магнитосферы нашей планеты может приводить к увеличению амплитуды ее собственных осцилляций в сотни раз. В свою очередь осцилляции в магнитосфере способны влиять на динамику процессов в недрах Земли, ускоряя или тормозя их.
Последнее позволяет предполагать, что низкочастотное электромагнитное излучение Солнца управляет спусковым механизмом, запускающим извержения вулканов и землетрясения.
Несмотря на это, низкочастотное электромагнитное излучение Солнца ныне изучено весьма мало.
Установлено, что источником упомянутых резонансных радиоволн являются колебания солнечных портуберанцев- гигантских струй раскаленной плазмы, выбрасываемых при вспышках на миллионы километров с поверхности Солнца . Радиоволны метрового и дециметрового диапазона излучаются при колебаниях высокотемпературной плазмы в солнечной короне.
Излучение Солнцем радиоволн в значительной мере связано с солнечным ветром. Усиление последнего приводит к усилению их интенсивности.
26% солнечной радиации, падающей на внешнюю границу атмосферы Земли отражается в космос, остальное проникает в нее. 22% солнечной радиации проникшей в земную атмосферу поглощается ею.
Солнечная радиация ИК диапазона практически полностью поглощается облаками, содержащимися в атмосфере озоном, водяным паром, углекислотой, метаном, фреонами и другими т.н. «парниковыми» веществами, сосредоточенными преимущественно в тропосфере.
Солнечный УФ в значительной мере поглощается кислородом при образовании озона, а также озоном (при его разрушении). Наибольшая плотность кислорода приходится на нижние слои атмосферы, однако эффективное поглощение ультрафиолета начинается уже в озоновом слое - с высот 50-55 км (чем и вызван максимум температуры воздуха, приходящийся на стратопаузу).
Наименьшее поглощение приходится именно на видимую часть солнечной радиации.
47% проникшей в атмосферу солнечной радиации рассеивается ею. Рассеивателями солнечной радиации в атмосфере являются:
молекулы азота (близкие по размерам к длине волны синего света, вследствие чего цвет безоблачного неба- голубой );
облачные элементы и частицы аэрозолей (имеющие размеры гораздо больше длин волн света видимого диапазона и потому выглядящие белыми);
Все виды солнечной радиации количественно оцениваются в единицах мощности, приходящейся на 1 кв. м горизонтальной земной поверхности.
В метеорологии принято выделять коротковолновую и длинноволновую радиацию. Коротковолновой называют радиацию в диапазоне длин волн от 0,1 до 4 мк. Она включает, кроме видимого света, еще ближайшую к нему по длинам волн ультрафиолетовую и инфракрасную радиацию. Солнечная радиация на 99% является такой коротковолновой радиацией. К длинноволновой радиации относят радиацию земной поверхности и атмосферы с длинами волн от 4 до 100-120 мк.
Часть потока солнечной радиации, достигающая земной поверхности называется суммарной солнечной радиацией. Наибольшие величины потоков суммарной солнечной радиации на нашей планете наблюдаются в Антарктиде в период полярного лета. Здесь она более чем в полтора раза превышает суммарную солнечную радиацию на экваторе.
Поток суммарной солнечной радиации состоит из двух компонентов – из рассеянной солнечной радиации и прямой. Рассеянная солнечная радиация - вторичные электромагнитные волны, образующиеся при боковом рассеянии солнечной радиации на неоднородностях атмосферы. В рассеянную радиацию превращается около 25% энергии общего потока солнечной радиации, входящего в атмосферу.
Прямая солнечная радиация - остаток потока солнечной радиации, достигающий земной поверхности без рассеяния.
Всякое излучение телом энергии сопровождается понижением его температуры. Поглощая энергию из окружающей среды (или внутренних источников) тело повышает свою температуру. Если количества излученной и поглощенной энергии одинаковы, то тело излучает равновесно, а его температура не изменяется. В противном случае излучение тела называется неравновесным.
Согласно современным представлениям о Солнце, его излучение является практически равновесным (снижения его температуры за весь период наблюдений не отмечено), несмотря на то, что поток излучаемой им энергии многократно превосходит поток энергии поглощаемой им от других небесных тел. Постоянство температуры Солнца объясняется тем , что потери его энергии при излучении компенсируются притоком энергии, выделяющейся внутри его в результате происходящих здесь физических процессов.
Количество энергии, излучаемой телом через единицу площади его поверхности в единицу времени называется потоком лучистой энергии. Поток лучистой энергии излучаемой Солнцем за секунду достаточно для того, чтобы растопить слой льда толщиной 1000 км, покрывающий полностью планету размером с Землю, а всю образовавшуюся при этом воду довести до кипения.
Зависимость мощности излучаемой телом от длины волны называется излучательной способностью.
Интеграл по всем длинам волн излучательной способности тела дает излучаемый им поток лучистой энергии.
При падении на поверхность потока лучистой энергии часть его отражается, часть поглощается, а часть проходит сквозь нее.
Число, показывающее, какую долю падающей на тело лучистой энергии оно отражает, называется коеффициентом отражения или альбедо.
Число показывающее, какую долю падающей на тело лучистой энергии оно поглощает, называется коеффициентом поглощения.
Число показывающее, какую долю падающей на тело лучистой энергии оно пропускает сквозь себя, называется коеффициентом прозрачности.
Сумма этих трех коеффициентов у любого тела равна 1.
Если величина коеффициента поглощения некоторого тела равна 1 , такое тело называется абсолюбтно черным.
В природе абсолютно - черных тел строго говоря не встречается, однако закономерности излучения многих реальных тел (в том числе и Солнца) весьма близки к ним.
Законы, которым подчиняются потоки лучистой энергии в атмосфере, называются законами актинометрии.
Отношение излучательной способности любого тела на любой частоте, излучающего равновесно к величине его коеффициента поглощения равна функции Кирхгофа. Это закон Кирхгофа в актинометрии.
Функция Кирхгофа имеет единственный максимум на длине волны, определяемой законом Вина. Согласно ему длина волны максимума функции Кирхгофа обратно пропорциональна абсолютной температуре тела.
К температурной радиации относится также известный из физики закон излучения Стефана-Больцмана, в соответствии с которым энергия излучаемой радиации растет пропорционально четвертой степени абсолютной температуры излучателя.
Некоторые вещества в особом состоянии излучают радиацию в большем количестве и в другом диапазоне длин волн, чем это следует по их температуре. Таким образом, возможно, например, излучение видимого света при таких низких температурах, при которых вещество обычно не светится. Эта радиация, не подчиняющаяся законам температурного излучения, называется люминесценцией.