Лекция 7 Радиационный режим атмосферы

Лекция 7
Радиационный режим
атмосферы и земной
поверхности
• Солнечная радиация
• Единицы измерения
потока радиации
• Спектральный
состав солнечной
радиации
• Законы излучения
Тепловое (температурное)
излучение
– это электромагнитное
излучение, которое
возникает вследствие
теплового движения
молекул и атомов.
Любое тело, температура
которого
больше абсолютного нуля,
излучает
тепло
Электромагнитная радиация
в дальнейшем - просто радиация или излучение, есть форма
материи, отличная от вещества.
Частным случаем ее является видимый свет; но к ней относятся также и не
воспринимаемые глазом гамма-лучи, рентгеновские, ультрафиолетовые,
инфракрасные лучи, радиоволны.
Радиация распространяется по всем
направлениям от источника радиации,
(излучателя) в виде электромагнитных
волн со скоростью, очень близкой к
300 000 км/сек.
Электромагнитные волны- это
распространяющиеся в пространстве
колебания, т. е. периодические
изменения, электрических и магнитных
сил; они вызываются движением
электрических зарядов в излучателе.
Все тела, имеющие температуру выше абсолютного нуля,
испускают радиацию при перестройке электронных оболочек их
атомов и молекул, а также при изменениях в колебании атомных
ядер в молекулах и во вращении молекул.
Метеорология изучает температурную радиацию, определяемую
температурой излучающего тела и его излучательной
способностью.
Наша планета получает такую радиацию от Солнца; земная
поверхность и атмосфера в то же время сами излучают
температурную радиацию, но в других диапазонах длин волн.
Солнце как источник радиации
Солнечная радиация- это электромагнитное и
корпускулярное излучение
• Электромагнитная составляющая
солнечной радиации распространяется со
скоростью света
(300 000 км\с) и проникает в земную атмосферу.
• корпускулярная составляющая солнечной радиации
– это потоки электрически заряженных элементарных
частиц вещества, протонов и электронов
движущихся от Солнца со скоростями 300—1500 км/с,
так называемый «Солнечный ветер»
,
Магнитные бури и полярные сияния в
ионосфере вызываются солнечным ветром
Энергия корпускулярной
радиации в среднем в 107 раз
меньше, чем энергия температурной радиации Солнца.
Однако она сильно меняется с
течением времени в зависимости
от физического состояния
Солнца, от солнечной активности.
Ниже 90 км корпускулярная
радиация в атмосферу почти не
проникает.
Энергетический вклад корпускулярной составляющей
солнечной радиации в её общую интенсивность
невелик по сравнению с электромагнитной.
• Метеорология изучает лучистую энергию
Солнца, поступающую на верхнюю границу
атмосферы и на поверхность Земли.
Земля получает от Солнца менее одной
двухмиллиардной его излучения
И тем не менее• Солнечная радиация — главный источник энергии
для всех физических процессов, происходящих на
земной поверхности и в атмосфере
Единицы измерения радиации:
(Вт/м2)
Единица поверхностной плотности потока радиации
(интенсивности радиации) в Международной системе
единиц (СИ)Вт/м2
это поверхностная плотность потока радиации, при
которой через поверхность площадью 1 м2 проходит
поток излучения, равный 1 Вт.
Т.е. за время 1 секунду переносится через эту
поверхность энергия, равная 1 Дж.
Применяется также к потокам тепла и звуковой энергии.
Спектральный диапазон
электромагнитного излучения Солнца





В зависимости от длины электромагнитных волн спектр солнечной радиации
делиться на три области:
УФР с длиной волны от 0,01 до 0,39 мкм
Видимая часть спектра- от 0, 391 до 0,76 мкм
ИКР –от 0,761 до 3000 мкм
1 микрометр (мкм) = 10-6 м =
1 микрон (мк)
= 1000 миллимикрон (ммк)=1000 нанометров (нм)
Кроме того, рентгеновское излучение с длиной волн от 0, 00001 до 0, 01 мкм
Радиоволны - от 3 мм до километров
В метеорологии принято выделять
коротковолновую и длинноволновую
радиацию
• Коротковолновая радиация- от 0,1 до 4 мкм:
включает видимый свет, УФР и ИКР.
Солнечная радиация на 99% является
коротковолновой радиацией.
• Длинноволновая радиация – от 4 до
120 мкм.
К длинноволновой радиации относят
радиацию земной поверхности и
атмосферы
К температурной радиации относятся известные
из физики законы излучения
Кирхгофа,
Стефана—Больцмана,
Планка,
Вина.
В соответствии с законом Стефана—Больцмана энергия
излучаемой радиации растет пропорционально четвертой
степени абсолютной температуры излучателя.
Распределение энергии в спектре радиации, т. е. по длинам
волн, зависит, по закону Планка, от температуры излучателя.
В соответствии с законом Вина длина волны, на которую
приходится максимум лучистой энергии, обратно
пропорциональна абсолютной температуре излучателя. Это
значит, что с повышением температуры максимум энергии
перемещается на все более короткие волны.
Абсолютно черное
тело
Указанные законы относятся к так называемому абсолютно
черному телу, т. е. к телу, которое поглощает всю падающую на
его радиацию и само излучает максимум радиации, возможный
при данной температуре.
А.Ч.Т.- это физическая модель «абсолютного излучателяпоглотителя» физическая идеализация, тело, поглощающее всё
падающее на него э.м.излучения во всех диапазонах и ничего
не отражающее.
Несмотря на название, абсолютно чёрное тело само может
испускать электромагнитное излучение любой частоты и
визуально иметь цвет.
Однако с определенными поправками они применимы ко всем
вообще телам.
• Наиболее чёрные реальные вещества,
например, сажа, поглощают до 99 % падающего
излучения в видимом диапазоне длин волн,
однако инфракрасное излучение поглощается
ими значительно хуже.
• Среди тел Солнечной системы свойствами
абсолютно чёрного тела в наибольшей степени
обладает Солнце.
Термин был введён в 1862 г. Густавом Кирхгофом
Излучение абсолютно черного тела с длиной волны λ –
это максимально возможное излучение тела Bλ(Т) при
данной температуре ТК.
Излучение и поглощение
связаны– закон Кирхгофа
Излучение (T) любого тела при
заданной температуре T и длине
волны  не зависит от природы
тела и пропорционально излучению
абсолютно черного телa B(T) при
этих же условиях.
(T)= (T)·B(T)
Коэффициент пропорциональности
(T) называется поглощательной
способностью изучаемого тела
Густав Кирхгофф
Для абсолютно черного тела
(T)=1
Тогда
(T)= B(T)
-это излучательная способность абсолютно черного
тела.
Хотя свойствами абсолютно чёрного тела в наибольшей степени
обладает Солнце,
Но в природе абсолютно черных тел не существует.
Для всех тел
(T)<1
• Т.е. реальные тела излучают энергии меньше, чем абсолютно
чёрное тело при той же температуре.
Земля излучает немного меньше, чем черное тело.
Ее можно считать « серым телом»:
с излучением В●= εgσТ4, при εg=0,98
Величина εg – называется коэффициентом серости излучателя
Интенсивность излучения абсолютно чёрного
тела в зависимости от
температуры и длины волны
определяется законом Планка
М.Планк определил теоретически вид функции
интенсивности монохроматического излучения черного
тела Bλ(T) в зависимости от длины волны λ и Температуры Т.
мощность излучения Дж·с−1·м−2·м−1
Распределение энергии в спектре радиации по длинам волн
зависит по закону Планка от температуры излучателя.
При понижении температуры максимум излучения
смещается на более длинные волны
Зависимость излучения Абсолютно черного тела от длины волны
Закон излучения - закон Вина
1893—1896 годах (Нобелевская
премия по физике 1911).
Любое тело, температура которого больше
абсолютного нуля, излучает температурную
радиацию. Чем выше температура тела, тем короче
длина волны его излучения.
В соответствии с законом Вина длина волны, на
которую приходится максимум лучистой энергии
λmах,
обратно пропорциональна абсолютной температуре
излучателя.
Это значит, что с повышением температуры
максимум энергии перемещается на все более
короткие волны
Мах излучения Солнца приходится на λ=0,4738 мкм
(синий цвет)
λmах=c/T,
c=2897,6 мкм/К
- Постоянный коэфициент
Общее количество излучаемой энергии
«В»
зависит только от температуры тела
(закон Стефана-Больцмана)
B(T) = σ T4
константа Стефана-Больцмана
равна 5,6997.10-8 Дж.с-1.м-2.К-4.
Солнце можно считать черным телом
В☼= σТ☼4
• Для солнца по
закону Вина из
длины волны λ
максимума следует,
что Т≈5890К
• По закону СтефанаБольцмана
Т ≈ 6080К
Принимают
Т☼=5800-5900К
Солнечное излучение на верхней границе
атмосферы.
Солнечная постоянная - это интенсивность
солнечного излучения, приходящего на
верхнюю границу атмосферы.
Смысл слова «постоянная» в том, что эта величина
не зависит от поглощения и рассеяния радиации в
атмосфере.
Она относится к радиации, на которую атмосфера
еще не повлияла. Солнечная постоянная, зависит,
только от излучательной способности Солнца и от
расстояния между Землей и Солнцем.
Солнечная постоянная – поток солнечной
энергии на 1 м2 за 1 с на орбиту Земли при
среднем расстоянии Земли от Солнца
I0 = 1370 вт/м2 = 1,98 кал / (см² *мин)
Солнечная постоянная не
является неизменной во
времени величиной,
известно, что на её
величину влияет
солнечная активность за
счет изменения числа и
суммарной площади
солнечных пятен.
Прямые измерения
солнечной постоянной
начаты после 1961 г.,
её изменения на
протяжении 11-летнего
цикла солнечной
активности,
не превышают ~ 10−3
Инсоляция (I) – количество солнечной
радиации, приходящее в заданную точку
Земли за пределами атмосферы
I = I0∙sin h(t,φ,),
Где h – высота солнца, t – местное (среднее
солнечное) время , φ – широта ,  - склонение
солнца
Земля вращается вокруг Солнца по орбите, имеющей форму эллипса,
в одном из фокусов которого находится Солнце.
В начале января она наиболее близка к Солнцу (147 млн. км), в
начале июля — наиболее далека от него (152 млн. км).
солнечная постоянная в течение года меняется на ±3,5%.
• Эксцентриситет земной орбиты не является постоянным - с
течением тысячелетий он меняется, периодически образуя то
практически идеальную орбиту - круг, иногда же эксцентриситет
достигает 5% (в настоящее время он равен 1,67%), то есть в
перигелии Земля получает в настоящее время в 1,033 больше
солнечной радиации, чем в афелии.
• Однако гораздо более сильно количество поступающей
солнечной радиации зависит от смен времён года — в
настоящее время общее количество солнечной радиации,
поступающее на Землю, остаётся практически неизменным, но
на широтах 65 С.Ш. (широта северных городов Рф) летом
количество поступающей солнечной радиации более чем на 25%
больше, чем зимой.
• Это происходит из-за того, что Земля по отношению к Солнцу
наклонена под углом 23,5 градуса.
• на экваторе разницы между зимой и летом нет.
• За полярным кругом летом поступление солнечной радиации
очень высоко, а зимой очень мало.
Распределение радиации
«на границе атмосферы»
• Для климатологии представляет существенный
интерес о распределении притока радиации по
Земному шару.
• Рассмотрим сначала распределение солнечной
радиации на горизонтальную поверхность «на
границе атмосферы» или «в отсутствии атмосферы».
• Этим мы допускаем, что нет ни поглощения, ни
рассеяния радиации, ни отражения ее облаками.
Распределение солнечной радиации на границе
атмосферы является простейшим.
• Оно действительно существует на высоте нескольких
десятков километров. Указанное распределение
называют солярным климатом.
ПОСТУПЛЕНИЕ СОЛНЕЧНОЙ РАДИАЦИИ НА ВЕРХНЮЮ ГРАНИЦУ
АТМОСФЕРЫ (Вт/м2 в сутки)
Широта, ° с.ш.
0
10
20
30
40
50
21 июня
375
414
443
461
470 467 463 479
21 декабря
399
346
286
218
151
Среднегодовое
значение
403
397
380
352
317 273 222 192
83
60
23
70
0
80
90
501 510
0
0
175 167
контраст между летом и зимой велик
21 июня в Северном полушарии величина инсоляции примерно
одинакова.
21 декабря между низкими и высокими широтами существуют
значительные различия, и это основная причина того, что
климатическая дифференциация этих широт зимой намного больше, чем
летом.
Макроциркуляция атмосферы, которая зависит главным образом от
различий в прогревании атмосферы, лучше развита зимой.
Годовая амплитуда величины потока солнечной радиации на экваторе
довольно мала, но резко возрастает по направлению к северу. Поэтому
при прочих равных условиях годовая амплитуда температуры
определяется главным образом широтой местности.
От чего зависит распределение радиации
при солярном типе климата:
1. Количество радиации, получаемое за сутки на границе атмосферы,
зависит от времени года и широты места.
На каждой широте время года определяет
продолжительность дневной части суток и продолжительность притока
радиации.
Но на разных широтах продолжительность дневной части
суток в одно и то же время разная.
По-разному меняется она и в течение года:
На полюсе солнце летом не заходит,
а зимой не восходит в течение 6 месяцев.
Между полюсом и полярным
кругом солнце летом не
заходит, а зимой не восходит в течение периода
от полугода до суток.
На экваторе дневная часть
суток всегда продолжается 12 ч.
От полярного круга до экватора
дневное время суток летом
убывает, а зимой возрастает.
2) от высоты солнца:
• Количество радиации, приходящее на границе атмосферы на
единицу горизонтальной поверхности, пропорционально
синусу высоты солнца.
• Высота солнца не только меняется в каждом месте в течение
дня, но зависит и от времени года.
• Максимальная (в полдень) высота солнца в
день летнего солнцестояния равна 90° — φ + 23,5°
где φ —широта места.
•
Наименьшая высота солнца —
в день зимнего солнцестояния:
90°— φ — 23,5°;
•
В дни равноденствий
(21 марта и 23 сентября)
высота солнца равна 90° — φ.
высота солнца меняется в течение года:
на экваторе от 90 до 66,5°, на тропиках — от 90 до 43°,
на полярных кругах — от 47 до 0° и на полюсах от 23,5 до 0°.
РАВНЫЕ ПОТОКИ СОЛНЕЧНОЙ ЭНЕРГИИ представлены полосами А, Б и В.
Форма земной поверхности (кривизна) приводит к тому, что
энергия потоков А и В распределяется на большие площади, в то
время как энергия потока Б концентрируется на меньшей. Таким
образом, на поверхности, на которую приходится поток Б, будет
теплее, чем в высоких широтах
( потоки А и В).
На рисунке изображено положение Земли 21 июня, когда лучи
Солнца на Северном тропике падают отвесно.
Итак, шарообразность Земли и
наклон плоскости экватора к
плоскости эклиптики (23,5°)
создают сложное распределение
притока радиации по широтам на
границе атмосферы и его
изменения в течение года.
Приток солнечной радиации на горизонтальную
поверхность в отсутствии атмосферы
(в ккал/см2) в зимнее и летнее полугодия и за
год в зависимости от географической широты.
Мы проанализировали распределение
радиации на границе атмосферы.
До земной поверхности она доходит
ослабленной атмосферным
поглощением и рассеянием.
Кроме того, в атмосфере всегда есть
облака, и прямая солнечная радиация
часто вообще не достигает земной
поверхности, поглощаясь, рассеиваясь
и отражаясь обратно облаками.