Л.Т. Матвеев - Курс общей метеорологии. Физика атмосферы (1115251), страница 29
Текст из файла (страница 29)
случае от направления распространения лучей (/!), и носит название энергетической яркости. Нетрудно видеть, что произведение соз бй5 = а>5„ представляет собой площадь проекции с(5 на поверхность, перпендикулярную к направлению лучей Я. Таким образом, энергетическая яркость — это количество лучистой энергии, которое проходит за единицу времени через единичную площадку, перпендикулярную лучам (с(5 = соз бд5 = 1 ме), и заключено в единичном интервале длин волн (дХ = 1 мкм) и единичном телесном угле (с(со = 1 ср). Единица бк — Вт/(м'ср), а практической единицей бк чаще служит 1 Вт/(ме мкм.ср).
Элемент телесного угла а>от в сферических координатах (г(, д, т)>) записывается в виде (1. 23) где тр — азимут, /с — расстояние точки на сфере от начала координат; за ось г, от которой отсчитываются углы О, принята нормаль п. Для количества лучистой энергии ЫФм проходящей за единицу времени через а5 по всем направлениям тг' в пределах полусферы, справедливо, очевидно, выражение етФк= ~ с(Фхг~' >й! или, с учетом (1.22) и (1.23) Г ел ц>я ее, = (1 >е !о,>е э> е ' ее>1».>э.
о о (1.24) Сопоставляя соотношения (1.2) и (1.24) получаем формулу, связываютцую спектральную плотность потока гк (монохроматический поток) с энергетической яркостью бк.' ял л>я г>„= ~ с!Ч> ~ бк(д, ф) соз 05!и 6йб. о (1.25) (! . 26) поскольку л>я л>2 соз д з!и 6 сй =- з(п' д/2 ~ о о 2 Солнце и солнечная постоянная Солнце можно разделить на внутренн>ою часть и ат>носферу. Внутренняя часть имеет температуру свыше 5 млн. кельвинов. Здесь возникают термоядерные реакции перехода водорода в гелий. Энергия этих реакций распространяется нз недр Солнца путем поглощения и переизлучения световых квантов вышележащими слоями.
В верхнем слое (толщиной около 100000 км) этой части, называемом конвективной зоной, перенос энергии осуществляется также путем конвекцни (скорость подъема горячих масс газа и опускания холодных масс — 1 — 2 км/с). Атмосфера Солнца состоит из трех слоев. Самый нижний слой толщиной !00 — 300 км носит название фотосферь>. Она представляет собой сильно ионизованный газ с температурой 5000 — 6000 К и давлением на верхней границе около 100 гПа. Фотосфера излучает практически всю энергию, поступающую на Землю от Солнца. Выше фотосферы расположена хромосфера, простирающаяся до высоты 10000 — 15000 км, и солнечная корона, представляющая собой почти полностью ионизованный газ — плазму (с числом частиц в 1 см' около 3 10" у основания короны и около 200 вблизи орбиты Земли).
9е ! Если бк не завнсвт от направления, то поле излучения называется изотропнь>м, В этом случае бя = бк(х, у, г, !) — функция лншь координат точки х, у, г и времени !, а между / к и бк существует наиболее простая связь 5 Соляочяаа радяацяя 788 Радяацяояяма ромам атмосоорм 132 Температура Солнца падает с увеличением расстояния от центра его лишь до верхней границы фотосферы. В хромосфере температура возрастает с увеличением высоты, сначала медленно (до десятков тысяч кельвинов), а затем быстро, и достигает миллиона кельвинов на границе между хромосферой и солнечной короной.
Рост температуры в хромосфере и короне принято объяснять рассеянием энергии звуковых и других волн, которые возникают в конвективной зоне. Скорость истечения плазмы вблизи Солнца относительно мала (порядка десятков километров в секунду), а затем она растет и вблизи орбиты Земли достигает нескольких сотен километров в секунду. Поток заряженных частиц — корлускул, летящих от Солнца во всех направлениях, получил название солнечного ветра. Солнечная атмосфера, и в частности фотосфера, весьма неоднородна и неспокойна. В ней наблюдаются факелы, флоккулы, хромосферные вспышки и другие процессы, являющиеся источниками корпускулярных потоков, более сильных, чем солнечный ветер.
Особенно резко возрастает корпускулярное и электромагнитное излучение Солнца при хромосферных вспышках продолжительностью от нескольких минут до нескольких часов. Плотность вещества в местах вспышки значительно превышает плотность в окружающих областях хромосферы, а скорость движения корпускул достигает 1000 км/с. При определенной ориентации такой поток корпускул через 1 — 2 сут приходит к Земле и вызывает магнитные бури, полярные сияния и другие геофизические явления. Во время вспышки сильно возрастает интенсивность рентгеновского и радиоволнового излучения, а также в некоторых участках ультрафиолетовой и видимой областей спектра.
В фотосфере возникают относительно холодные образования (с температурой около 4600 К) неправильной формы с очень сильными магнитными полями, получившими название солнечных аятен. Они обычно появляются группами в широтных зонах 35 — 5' по обе стороны от солнечного экватора и существуют от нескольких часов до нескольких месяцев.
Весь комплекс кратко описанных нестационарных явлений в солнечной атмосфере называют солнечной активностью. Для ее количественной характеристики используются различные индексы. Наиболее распространенный среди них — число Вольфа )(7, пропорциональное сумме общего числа пятен 1 и удесятеренного числа их групп а: В'=йд+ 10д), где я — эмпирический коэффициент. Числа Вольфа обнаруживают колебания во времени со средним периодом около 11 лет (при изменении отдельных периодов от 7 Ивет Желтый Оранжевый Красный Ивет Фиолетовый Синий Голубой Зеленый Длины волн, мкм 0,390 — 0,455 0,455 — 0,485 0,485 — 0,505 0,505 — 0,575 Длины волк мкм 0,575 — 0,585 0,585 — 0,620 0,620 — 0,760 5) инфракрасная радиация (0,76 мкм<Л<3000 мкм); 6) радиоволновое излучение (Л)0,3 см).
Выделяют также близкий ультрафиолетовый (0,29 — 0,39 мкм) и близкий инфракрасный (0,76 — 2,4 мкм) участки спектра. Большая часть (свыше 95 о7е ) излучения Солнца приходится на область так называемого оптического окна (0,29 — 2,4 мкм), включающего видимый, близкие ультрафиолетовый и инфракрасный участки спектра. Эта область носит название оптического окна по той причине, что именно здесь земная атмосфера наиболее прозрачна для солнечного излучения (пропускает около 80 %), в то время как излучение в дальних коротковолновой и инфракрасной областях (на которые приходится соответственно около 1 и 3,6 о/е) полностью или почти полностью поглощается атмосферой. Отметим попутно, что, помимо оптического окна, атмосфера прозрачна также для радиоволнового излучения в интервале длин волн 1— 20 см. до 17 лет).
Такие колебания свойственны и другим проявлениям солнечной активности и обусловленным ею геофизическим явлениям. Числа Вольфа во время минимума солнечной активности изменяются от 0 до 11, а во время максимума — от 40 до 240. В течение 11 летнего цикла меняется не только число солнечных пятен, но и положение зоны их образования. Кроме колебания с периодом около 11 лет, наблюдения позволили выявить ряд колебаний солнечной активности с другими периодами (27 сут, 22года, 80 — 90 лет). Важнейшее значение имеет проблема выяснения связи солнечной активности с процессами и явлениями земной атмосферы— так называемая проблема солнечно-земных связей. По этой проблеме за последние десятилетия выполнено много исследований. Однако в целом она удовлетворительно еще не решена. В частности, остается неясным механизм связи с солнечной активностью погодообразующих процессов, наблюдаемых в тропосфере и стратосфере.
Весь спектр излучения Солнца принято делить на ряд областей (в скобках указаны граничные длины волн Л): 1) гамма-лучи (Л<10-' мкм); 2) рентгеновское излучение (1О-' мкм Л<10-' мкм); 3) ультрафиолетовая радиация (0,01 мкм<а<0,39 мкм); 4) видимое излучение спектра или видимый свет (0,39 мкм< <а<0,76 мкм), который в свою очередь подразделяется на семь цветов: Соанечнаа радиации 735 Радиационный режим атмосферы 734 Излучательная способность Солнца близка к излучательной способности абсолюцно черного тела с температурой около 5800 К.
В табл. 5.1 и на рис. 5.3 приведено распределение по длинам волн солнечной радиации на верхней границе земной атмосферы. Однако излучение Солнца близко к излучению абсолютно черного тела только в видимой н близких инфракрасной и ультрафиолетовой областях спектра. В интервале 0,29 — 0,21 мкм излучение Солнца убывает с длиной волны быстрее, чем у черного тела. Однако далее оно падает медленнее, и уже вблизи ).-0,1 мкм Солнце излучает в 2 — 3 раза больше энергии, чем черное тело.
?аа Вт1(ам~ мкм) 0,20 0,75 0,70 005 0,2 0,4 0,5 0,3 (,0;,7 !4 ГВ 1,0 2,0:,2 е Рис. 5.3. Спектральная плотность ?хо потока солнечной радиации на верхней границе атмосферы. 1 — по данным такаекары и драммонда (1970 г.); 2 — по данным Джонсона (1994 г.). При ).(0,05 мкм излучение Солнца резко отличается от излучения черного тела. Это объясняется тем, что в области 1~0,2 мкм излучение фотосферы падает до минимума и основным источником излучения служит горячая плазма верхней хромосферы и нижней короны Солнца. Интенсивность излучения Солнца в области очень коротких волн (особенно интенсивность рентгеновского излучения) подвержена резким колебаниям во времени — в десятки и сотни раз в 11-летнем цикле солнечной активности.
Эти колебания, несмотря на малую энергию, оказывают определенное влияние на процессы, протекающие в самых верхних слоях земной атмосферьг. Однако вклад рентгеновского, равно как и радиоволнового, излучения, которое подвержено еще более значительным колебаниям, в общий поток солнечной радиации ничтожно мал. По этой причине даже резкие колебания этих излучений практически не сказываются на интегральном потоке солнечной радиации, для которого характерно большое постоянство во времени. Считая Солнце по своим свойствам близким к абсолютно черному телу, можно оценить температуру Солнца. При этом разные методы дают несколько различные результаты. Максимум излучательной способности Солнца приходится на видимый участок е Таблица 5.1. Спектральная плотность потока (хо солнечной радиации иа верхней границе атмосферы (при (о — — 1,353 квт(мт) и доля (2)„) потока солнечной радиации во всем интервале длин волн короче Х пх гхо Втнсм* мкм) 7).п Вт((смт мпм) Х мкм спектра, на длину волны Л =0,4?38 мкм.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
