Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
Различают спектральную и интегральную П. з. а.
Под спектральной П. з. а. понимают способность атмосферы пропускать направленное квазимоиохроматич. излучение, т.е. излучение в сравнительно узких участках спектра. Под интегральной П. з. а. понимается способность атмосферы пропускать направленное излучение в широких участках спектра. Для количественного выражения П. з. а. используются разные характеристики. Наиб, употребительными из инх являются: коэф. пропускания, иоэф. прозрачности, фактор мутиости и метеорология, дальность видимости.
В общем случае прозрачность среды характеризуется коэф. пропускання t — отношением потока, прошедшего через среду, к потоку, упавшему на неё. Величину, обратную t, иаз. коэф. ослабления. Отношение потока излучения Ф, прошедшего атмосферу в вертикальном направлении, к внеатмосферному значению потока Фв иаз. коэф. П. з. а. р = Ф/Ф0. Эта характеристика непосредственно из измерений ие определяется, т. к. источник излучения (обычно пспользуют Солнце) бывает в зените лишь в редких случаях. Зависимость потока прошедшей через атмосферу квазимоиохроматич. радиации Ф от воздушной (оптич.) массы т в направлении иа Солнце (т. е. от отношения оптич. путей наклонного и вертикального лучей) имеет вид
ф=ф0рт. (1)
Коэф. пропускания среды t может быть представлен в виде
I.
f=6xpj— ja(J)<ftj, h
где интеграл берётся вдоль пути распространения излучения, Ii-L — длина пути. В случае однородной среды * = ехрГ—O(Z2-^1)J. Величина а иаз. объёмным показателем ослабления. Он складывается из объёмного показателя рассеяния Op и объёмного показателя поглощения сгп. При прохождении излучения через атмосферу в вертикальном направлении
OO
f=p=expj—ja(A)<i/iJ (2)
О
н (1) приобретает вид (закон Бугера — Ламберта)
ф=ф0 ехр (—тш), (3)
где т — оптическая толщина (толща) атмосферы.
Закон Бугера — Ламберта (см. Бугера — Ламберта — Бера закон) получен для квазимоиохроматич. излучения. При использовании его для расчётов интегральных потоков обнаруживается кажущийся дневной ход коэф. прозрачности. С увеличением воздушной массы т (т. е. с уменьшением высоты Солнца иад горизонтом) в проходящем потоке увеличивается доля ДВ-радиации, для к-рой атмосфера более прозрачна, что приводит к кажущемуся увеличению П. з. а. (эффект Форбса). Для исключения влияния этого эффекта коэф. интегральной прозрачности р, полученные при разл. высотах Солнца, приводятся по специальным номограммам к коэф. интегральной прозрачности рт# при определённой воздушной массе тпй. Обычно принимается Uifi — 2 (т. е. высота Солнца равна 30°). Коэф. ра регулярно определяются иа метеостанциях и широко используются в актинометрии, при изучении атм. процессов, при расчётах радиац. потоков, радиац. балансаі 'земной поверхности и т. д.
Определение коэф. П. з. а. производится по данным абс. м относит, измерений. При абс. измерениях пск TW
ПРОЗРАЧНОСТЬ
ПРОЗРАЧНОСТЬ
ток лучистой энергии Солнца преобразуется в тепловую энергию, к-рая и регистрируется. Зная солнечную постоянную, а следовательно, н внеатмосферное значение потока Ф0, по ф-ле (1) определяют коаф. П. з. а. Измерения проводятся на актииометрич. станциях с помощью пнргелиометров и актинометров. Данными относит. измерений прямой солнечной радиации пользуются при определении коэф. П. з. а. методами Бугера — «долгим» и «коротким». При определении П. з. а. «долгим» методом измерения потоков Ф проводят при развой высоте Солица (т. е. при разных т). Коаф. р определяется но наклону прямой зависимости ^Ф от т, в предположении, что в течение измерений П. з. а. оставалась постоянной. При известном для данного фотометра значении внеатмосферной константы Ф0 (в относит. единицах) определение р может производиться т. и. коротким методом внеатмосферного блеска по ф-ле (1).
Более чувствительной характеристикой П. з. а. является т.и. фактор мутности атмосферы T — отношение оптич. толщ реальной T и кдеальиой Tr (релеевской, т. е. когда П. з. а. определяется только релеевским рассеянием света) атмосфер. Рассматривая оптич. толщу реальной атмосферы как сумму оптич. толщ идеальной атмосферы Tr, водяного пара Tw и аэрозоля та, получают
•7==1+J=.+ J2_f
ІЯ Хд
Величину tw/tb иаз. влажной мутностью, величину та/тю — остаточной мутностью атмосферы. Т. к. эффект Форбса сказывается одновременно иа прозрачности как реальной, так и идеальной атмосфер, фактор мутности почти ие зависит от высоты Солнца.
П. з. а. в разл. участках спектра резко изменяется. Так, КВ-излучеиие Солнца (к < 290 нм) практически полностью поглощается верх, слоями атмосферы и до поверхности Земли почти ие доходит. На рис. 1 показаны высоты, достигая к-рых при вертикальном падении солнечный поток ослабляется в е раз. В диапазоне 8—80 им солнечное излучение поглощается молекулами в атомами азота и кислорода. В области 80—
Л,км
200 иы оси. часть излучения поглощается молекулярным кислородом. Немонотонная часть кривой поглощения кислорода на участке 175—202,6 нм формируется системой полос Шумана — Рупге. На участке 200—345 нм ІУФ-излучеиие Солнца поглощается озоиом в полосе поглощения Хартли (220—320 нм), к к-рой примыкают полосы Хёггииса (300—345 нм).
