ция не наблюдается. Солнце находится в состоянии не равновесного теплового излучения; оно больше излучает энергии, чем получает от космических соседей. Вслед ствие этого температура Солнца должна беспрерывно понижаться. Однако этот процесс идет настолько мед ленно, что в пределах тех отрезков времени, в течение которых производятся актинометрические наблюдения, можно распространить закон равновесного излучения и на солнечные процессы. Это значительно облегчает про цесс изучения распределения солнечной радиации у по верхности Земли и дает возможность использовать зако номерности, свойственные равновесному излучению энергии.
Поток радиации и его характеристика. Пусть через площадку dS поверхности в одну минуту тело излучает во все стороны количество энергии гіФ, тогда количе ство энергии, излучаемое через единицу поверхности, бу дет равно dP. Это количество энергии называется пото ком лучистой энергии или потоком радиации. Поток ра диации определяется отношением
< |
а д |
и выражается в кал/(см2 • мин) или эрг/(см2 *с). |
• с). |
Поток радиации Солнца составляет 7 • ІО10 эрг/(см2 |
Этой лучистой энергии, которую ежесекундно теряет Солнце, достаточно, чтобы растопить слой льда толщи ной 1 0 0 0 км, покрывающий полностью весь земной шар, и образовавшуюся воду довести до кипения. До Земли, однако, доходит лишь ничтожная часть всей энергии, излучаемой Солнцем в мировое пространство, но и ее до статочно, чтобы играть основную роль в тепловом ре жиме Земли.
Лучистая энергия Солнца носит спектральный харак тер и состоит из целого спектра волн, отличающихся по длинам. Для метеорологических целей основной интерес
представляет участок спектра |
с длинами волн от 0 , 1 |
до |
1 0 0 мкм потому, что именно |
в этом диапазоне волн |
со |
средоточено свыше 99% лучистой'энергии Солнца. По этому для полной энергетической характеристики пото ка радиации интересно выяснить распрОделение энергии по длинам волн. Для этого выделим в общем потоке элементарный участок в интервале длин волн от X до
X + dX. Очевидно, что количество энергии d<T>x в этом
интервале, испускаемое с поверхности, будет пропорцио нально dS и dX, т. е.
с/ФЛ= Fx ■dX • dS. |
(10.2) |
Здесь величина Fx представляет собой поток излуче
ния, отнесенный к единичному интервалу длин волн, вблизи данной длины Х\ она называется излучательной способностью тела и измеряется в кал/(см2 • мин • мкм). Тогда
Л Ф |
__ F x - d l - d S |
|
|
(10.3) |
dF-- |
~ ~ |
d S |
— г * |
’ |
d S |
|
а полный поток излучения всех длин волн F будет ра вен
Поток радиации, падающий на данное тело, не пол ностью трансформируется им. Часть потока F'x погло
щается телом, другая часть F[ отражается, а третья F'x проходит сквозь него. Тогда
n + n + F™ = Fr |
( 1 0 -5) |
Поделив обе части на Fx, |
получим |
|
|
F |
гх |
( 10.6) |
Г \ |
- Г + - 7 - ' 1 . |
/л |
F x |
|
Так личины, та ми:
К II
'•'а
^А =
Гх
Г'х
II Гх
полученные отношения — безразмерные ве они являются относительными коэффициен-
—коэффициент поглощения;
коэффициент отражения;
коэффициент пропускания.
При этом сумма этих коэффициентов равна единице:
|
|
ctf -f- Лл -f- dk — 1. |
(10.7) |
Между |
излучательной |
способностью Fx |
и поглоща |
тельной ак |
установлена |
|
связь, определяемая законом |
Кирхгофа |
|
|
|
|
|
|
|
~ |
= |
В ( \ Т ) . |
(10.8) |
|
|
ак |
|
|
|
Для тела, |
у |
которого ак — 1; Ax — dk ~ 0 |
(такие тела |
называются |
абсолютно |
черными): |
|
|
|
І \ = В { \ Т). |
(10.9) |
Следовательно, в формуле закона Кирхгофа В(Х, Т) — излучательная способность абсолютно черного тела. В природе таких тел нет, для всех реальных тел ак < 1.
Тогда на основании этой закономерности можно утверж дать, что при постоянной температуре все тела излу чают энергии меньше, чем абсолютно черное тело.
Исследования показали, что распределение энергии в спектре излучения абсолютно черного тела по длинам волн зависит от температуры самого тела. Эта зависи мость определяется законом Вина, который утверждает, что длина волны Хт, на которую приходится максимум излучения абсолютно черного тела, обратно пропор циональна температуре:
|
^ = 4 - - |
( Ш ° ) |
где Т — абсолютная |
температура |
излучающего тела; |
с1— постоянная |
(с' = 2897,8±0,4 мкм-град). |
Из этого закона следует, что |
максимальное излуче |
ние при возрастании температуры тела смещается в сто рону более коротких волн, поэтому этот закон и назы вается законом смещения длины волны.
Наконец, излучательная способность тела зависит от его температуры. Эта зависимость определяется зако ном Стефана — Больцмана. Для абсолютно черного тела
этот |
закон выражается формулой |
( 10. 11) |
|
F = |
где |
о= 5,6697±0,0029ІО- 5 эрг/(см2 |
• сек • град+4). |
Если принять Солнце за |
абсолютно черное тело, то |
на основании |
перечисленных законов получается, что |
температура |
излучающей |
сферы Солнца составляет |
6116 К. |
|
|
Количество солнечной радиации, поступающее в еди ницу времени на площадку в 1 см2, расположенную пер пендикулярно к солнечным лучам вне пределов атмо сферы Земли при среднем расстоянии между Землей и Солнцем, называется солнечной постоянной. Ее величи на принимается равной 1,98 кал/(см2 • мин). Однако сол нечная радиация, прежде чем достигнуть земной поверх ности, претерпевает ряд существенных изменений: она рассеивается молекулами газов, составляющих атмосфе ру, частицами органического и неорганического проис хождения (аэрозолями), частично поглощается и отра жается от самой атмосферы и поверхности Земли. Рас сеяние солнечной радиации связано с тем, что земная атмосфера по отношению к потокам радиации представ ляет мутную среду. Рассеяние лучистой энергии прини мается эквивалентным рассеянию света и описывается законами рассеяния света (законы Рэлея) в мутной сре де. На основании этих закономерностей получена сле дующая зависимость:
|
ox ( z ) ^ i x { z ) + J x (z), |
(1 0 .1 2 ) |
где ах (z) |
— полный коэффициент рассеяния; |
ік (z ) |
— молекулярный коэффициент |
рассеяния; |
j x ( z ) |
— аэрозольный коэффициент рассеяния. |
Поглощение солнечной радиации при прохождении через атмосферу происходит водяным паром, молеку лами газов, кристалликами льда и особенно интенсив но капельками воды, постоянно находящимися в атмо
сфере.
Рассеяние и поглощение солнечной энергии при про хождении ее через атмосферу учитывается суммарно пу тем введения общего коэффициента ослабления, назы ваемого коэффициентом прозрачности, который показы вает, какая доля солнечной радиации достигает земной поверхности при положении Солнца в зените. Значение этого коэффициента зависит только от физических свойств воздушной массы и.не зависит от высоты Солн
