Энергетычная і прыродная асветленасць

Пад энергетычнай асветленасцю разумеецца колькасць праменнай энергіі (шчыльнасць патока радыяцыі), якая паступае на адзінку плошчы за адзінку часу. Энергетычная асветленасць вымяраецца ў Вт/м² (ці кВт/м²). Гэта сведчыць аб тым, што на 1 м² у секунду паступае 1 Дж (ці 1 кДж) праменнай энергіі. За працяглы перыяд (гадзіну, суткі, месяц, год) колькасць праменнай энергіі выражаюць у Дж (ці МДж). У мінулым шчыльнасць патока радыяцыі выражалі ў калорыях: кал/(мін.см²); 1 кал/(мін.см²) = 0,698 кВт/м², 1 ккал/(мін.см²)=41,9 МДж/м².

Прыродная асветленасць ствараецца бачнай часткай сонечных выпраменьванняў, якія здольна ўлавіць вока чалавека. Гэта светавы дыяпазон сонечнай радыяцыі, інакш дыяпазон бачнасці. У гэтым дыяпазоне праменная энергія ўспрымаецца як святло. Адзінкі вымярэння інтэнсіўнасці святла адрозніваюцца ад энергетычных характарыстык сонечнага выпраменьвання. За адзінку светавога патока прыняты люмен (лм) і кадэла (кд). Прыродная асветленасць зямной паверхні прапарцыянальна яе энергетычнай асветленасці прамой, рассеянай і сумарнай радыяцыі.

Сонечная пастаянная

Сонечнай пастаяннай S_o называецца шчыльнасць патока сонечнай радыяцыі (энергетычная асветленасць) на верхняй мяжы атмасферы на перпендыкулярнай паверхні пры сярэдняй адлегласці ад Зямлі да Сонца. Паводле найноўшых даследаванняў сонечная пастаянная роўная 1367 Вт·м^-2. Аднак сонечная пастаянная зведвае хістанні па двум прычынам. Па-першае, яна хістаецца на працягу года за кошт змяненняў адлегласці Зямлі ад Сонца ў памерах ±3,3 %. Па другое, сонечная пастаянная хістаецца ў сувязі са змяненнямі сонечнай актыўнасці ў невялікіх межах (0,02 %).

Прамая сонечная радыяцыя

Сонечная радыяцыя распаўсюджваецца ад Сонца ў выглядзе патока паралельных промняў. Праходзячы праз зямную атмасферу, энергія паглынаецца малекуламі газаў і аэразолямі, часткова рассейваецца, а часткова адбіваецца ад воблакаў. Тая частка радыяцыі, якая даходзіць да зямной паверхні непасрэдна ад дыска Сонца, называецца прамой сонечнай радыяцыяй, у адрозненне ад радыяцыі, рассеянай у атмасферы. Максімальная колькасць прамой радыяцыі паступае на паверхню, перпендыкулярную да сонечных промняў, напрыклад, калі Сонца ў зеніце Ѕ (рыс. 4.1).

 

Рыс. 4.1. Паступленне прамой сонечнай радяцыі на перпендыкулярную да промняў паверхню АВ і на гарызантальную паверхню АС

 

На гарызантальную паверхню (пад вуглом менш 90º) прыходзіцца меншая колькасць праменнай энергіі S´, прапарцыянальная сінусу вышыні сонца h_○:

S´= S sin h_○ (4.2)

Колькасць прамой сонечнай радыяцыі, якая паступае на гарызантальную паверхню, называецца інсаляцыяй. Колькасць энергіі, што нясуць хвалі пэўнай даўжыні λ, называецца спектральнай шчыльнасцю энергетычнай асветленасці і абазначаецца S_λ.

4.5. Паглынанне сонечнай радыяцыі ў атмасферы

У выніку паглынання і рассеяння ў атмасферы прамая сонечная радыяцыя аслабляецца і змяняе свой спектральн склад. Сонечныя промні з хвалямі рознай даўжыні паглынаюцца і рассейваюцца ў атмасферы па-рознаму (рыс. 4.2).

Рыс. 4.2. Размеркаванне энергіі ў спектры сонечнай радыяцыі на мяжы атмасферы (1) і каля зямной паверхні (2) пры вышыні Сонца 35º. Спектральная шчыльнасць радыяцыі дана ў Вт/м² для інтэрвала даўжынь хваляў 0,01 мкм.

 

Атмасфера паглынае каля 23 % прамой сонечнай радыяцыі. Гэта паглынанне заўжды селектыўнае, або выбіральнае. Асноўнымі паглынальнікамі радыяцыі з’яўляюцца вадзяная пара, вуглякіслы газ, азон, кісларод і аэразоль. Паглынанне таксама залежыць ад празрыстасці атмасферы і вышыні Сонца над гарызонтам.

Розныя газы паглынаюць радыяцыю ў розных участках спектра і ў рознай ступені. Вадзяная пара паглынае галоўным чынам промні ў інфрачырвонай вобласці спектру (0,68 – 0,73 мкм). Вадзяная пара можа паглынаць 8 – 10 % радыяцыі з агульнага патоку сонечнай радыяцыі. Для хваляў даўжынёй 8,5 – 12 мкм вадзяная пара празрыстая. Гэты ўчастак спектра называецца акном празрыстасці атмасферы. Другім акном празрыстасці з’яўляецца больш кароткахвалевы дыяпазон інфрачырвонага спектра – 3,4 – 4,2 мкм. Вокны празрыстасці выкарыстоўваюцца для дыстанцыйных назіранняў за станам сушы і акіяну пры дапамозе штучных спадарожнікаў Зямлі.

Моцным паглынальнікам радыяцыі з’яўляецца азон. Яго канцэнтрацыя ў паветры невялікая, аднак ён здольны паглынуць 3 % сонечнай пастаяннай. Азон цалкам адсякае частку сонечнага спектра з даўжынямі хваляў карацей 0,29 мкм, які не даходзіць да зямной паверхні. Акрамя таго, азон паглынае даўжыні хваляў 9,4 – 9,9 мкм у інфрачырвонай вобласці спектра.

Дыаксід вугляроду (вуглекіслы газ) паглынае ўльтрафіялетавыя (0,1 – 0,2 мкм) і інфрачырвоныя выпраменьванні (λ >2 мкм). Так як утрыманне СО₂ ў атмасферы невялікае, то і яго паглынальная здольнасць нязначная.

Паглынальнікам сонечнай радыяцыі з’яўляюцца хлорфторвуглевадароды (фрэоны). Акрамя разбуральнага ўздзеяння на слой азону, гэтыя тэхнагенныя рэчывы актыўна паглынаюць у стратасферы інфрачырвонае выпраменьванне. Паглынае сонечную радыяцыю таксама (каля 10 %) атмасферная аэразоль (пыл, дым) і воблакі.

Малой паглынальнай здольнасцю сонечнай радыяцыі валодае азот і кісларод. Азот паглынае самыя кароткія ўльтрафіялетавыя промні, а кісларод – у бачнай і ўльтрафіялетавай частцы сонечных выпраменьванняў.

 

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.

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
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

Такім чынам, пры праходжанні сонечнымі промнямі m мас колькасць прамой радыяцыі каля паверхні Зямлі складзе

S_m = S_о р^m (4.6)

Атрыманае ўраўненне называецца формулай Бугера і выражае закон аслаблення сонечнай радыяцыі ў атмасферы.

Каэфіцыент празрыстасці залежыць ад колькасці ўтрымання ў атмасферы вадзяной пары і аэразолей: чым іх больш, тым менш каэфіцыент празрыстасці. Для ідэальнай атмасферы, пазбаўленай вадзяной пары і аэразолі, каэфіцыент празрыстасці абазначаецца q і роўны 0,915. У рэальных атмасферных умовах каэфіцыент празрыстасці змяняецца ад 0,6 да 0,85.

З павялічэннем шыраты каэфіцыент празрыстасці ўзрастае ў сувязі з памяншэннем колькасці вадзяной пары і запыленасці атмасферы ў высокіх шыротах. Каля экватара каэфіцыент роўны ў сярэднім 0,7, а пад шыратой 75º - 0,8.

Фактар мутнасці

Для характарыстыкі аслаблення радыяцыі ў атмасферы карыстаюцца паняццем фактара мутнасці Т. Фактар мутнасці паказвае колькасць ідэальных атмасфер, якую патрэбна ўзяць для таго, каб атрымаць такое аслабленне радыяцыі, якое выклікае рэальная атмасфера.

Фактар мутнасці характарызуе замутненасць (мутнасць) атмасферы. Фактар мутнасці заўжды больш адзінкі і залежыць ад утрымання ў паветры аэразолей і вадзяной пары. Сярэднія значэнні фактара мутнасці назіраюцца на раўнінах умераных шырот – яны блізкі да 3. З памяншэннем шыраты фактар расце, а з павялічэннем – змяншаецца. У вялікіх гарадах, дзе паветра забруджана, фактар мутнасці перавышае 4. Зімой ён менш, летам больш, а ў гарах змяншаецца да 2.

З улікам фактара мутнасці формула Бугера набывае наступны выгляд:

S_m = S_о q^mТ (4.7)

 

Сумарная радыяцыя

Сумарная радыяцыя – гэта сума прамой і рассеянай радыяцыі, якая паступае на зямную паверхню:

Q=S sin h_○+D (4.8)

дзе S sin h_○ – энергетычная асветленасць прамой радыяцыі на гарызантальнай паверхні; D – энергетычная асветленасць рассеянай радыяцыі; h_○ – вышыня Сонца.

Сумарная радыяцыя мае добра выражаны сутачны і гадавы ход. Колькасць сумарнай радыяцыі залежыць ад вышыні Сонца, празрыстасці атмасферы і воблачнасці. Пры адкрытым дыску Сонца і наяўнасці воблачнасці сумарная радыяцыя павялічваецца за кошт павялічэння рассеянай радыяцыі. Аднак, калі воблакі поўнасцю закрываюць дыск сонца, сумарная радыяцыя істотна змяншаецца і складаецца толькі з рассеянай радыяцыі.