![](/user_photo/_userpic.png)
книги из ГПНТБ / Лушев, Ю. Г. Физика верхней атмосферы Земли учебник
.pdfгде 6 — зенитный угол, т — масса поглощающего газа во всем столбе атмосферы единичного сечения с осью, направленной под углом 6 к вертикали в точке определения, h — высота излучаю щей атмосферы (принимается 40—60 км), ц — переменная ин тегрирования.
Для спектрального интервала АХ путем интегрирования урав нения (5.3) можно получить формулу
|
<». *> = Ем (Г.) Р а> (т. Г ) - |
| E„dPLl, |
(5.4) |
|
|
1 |
|
где |
Р дХ( т , Т') — функция пропускания в спектральном |
интер |
|
вале |
АХ для всей атмосферы в данном |
направлении с некото |
|
рой средней температурой V . |
|
|
|
Поскольку коэффициент поглощения |
зависит от давления |
и температуры, то принимается некоторое его значение, соответ ствующее стандартным давлению и температуре, но вносится по правка в определение массы т. Вместо истинной массы погло щающего газа рассчитывается так называемая эффективная мас са по формуле
т
0
Коэффициент поглощения а от температуры зависит очень слабо, поэтому принимают во внимание только его зависимость от давления, которая записывается в виде
J L = (JL .Y
ао { Ро ) ’
где р и ро — соответственно реальное и стандартное давления, п — некоторый параметр, который для областей поглощения во дяным паром принимается равным 0,8 или 1, а в полосе поглоще ния озона 9,6 мкм п = 0,2.
На основе формулы (5.4) К. Я- Кондратьевым и К- Е. Якушевской рассчитаны угловые распределения потоков уходящей ра диации в различных спектральных интервалах, соответствующих полосам поглощения водяного пара, углекислого газа и озона. Потоки рассчитаны для высоты 300 км при безоблачном небе и наличии сплошной облачности с высотой верхней кромки 3 и 9 км.
Результаты расчетов приведены на рис. 3.4. Рисунок дает распределение отношения у(/(0) в зависимости от 0. Из рис. 3.4,а
следует, что в большинстве спектральных интервалов интенсив ность излучения плавно убывает с увеличением зенитного угла 9
70
вплоть до значения Ькр = 72°45'; Ькр соответствует углу визи рования, под которым с высоты 300 км виден земной диск. Это уменьшение интенсивности с увеличением 9 называют инфра красным потемнением к краю диска Земли. Однако для участков сильного поглощения (кривые 6 и 7 на рис. 3.4,а) вблизи 9кр наблюдается некоторое увеличение интенсивности, т. е. инфра красное посветление к краю диска. В спектральных участках сла бого поглощения уменьшение интенсивности с увеличением 0 происходит медленнее, чем для участков сильного поглощения.
Инфракрасное посветление к краю диска Земли для участков
сильного поглощения объясняется тем, что при больших 9 |
уве |
||
личивается вклад излучения стратосферы, |
особенно, |
если |
она |
влажная и теплая. |
|
|
|
На рис. 3.4,6 дана зависимость |
при в>вкр. |
В |
этом |
случае луч проходит, не касаясь земной поверхности, т. е. здесь уходящая радиация состоит только лишь из излучения атмосфе ры. Как показывает рис. 3.4,6, при 9>0Л/, происходит резкое убы вание интенсивности с увеличением 6. Лишь в полосе поглоще ния озона 9,6 мкм и СОг 15 мкм это убывание сменяется некото рым повышением за счет излучения стратосферы.
При наличии неполной облачности закономерности изменения U (9) могут быть резко нарушены; образуются резкие максиму мы и минимумы, что может полностью замаскировать явление инфракрасного потемнения или посветления к краю Земли. Как показали исследования, проведенные К- Я. Кондратьевым и К- Е. Якушевской, такая маскировка возможна особенно в участ ках слабого поглощения, в частности в атмосферном окне 8—12 мкм и в близкой инфракрасной области.
В связи с горизонтальными неоднородностями в распределе нии температуры, влажности и особенно облачности может на блюдаться зависимость интенсивности уходящего излучения от азимута. Соответствующие расчеты, проведенные Д. Лондоном, а также К- Я. Кондратьевым и К. Е. Якушевской, показывают некоторые различия в величине потоков, направленных с севера и юга. Однако это различие невелико и становится заметным лишь при 9 > 9лр. Некоторое влияние на точность расчетов мо жет оказать и допущение об изотропности излучения подстилаю щей поверхности.
Спектральное распределение уходящей радиации показано на рис. 3.5. Характерной особенностью спектрального распределения при ясном небе является наличие частного минимума в полосе поглощения озона 9,6 мкм. Этот минимум углубляется с ростом
9 вплоть до" 6 |
несколько более 9кр . |
При |
9 > 9жр, |
в частности |
при 9 = 73°0Г |
(рис. 3.5,в), на этом участке уже |
наблюдается |
||
максимум. Такое явление объясняется |
тем, |
что при лучах, иду- |
71
|
|
|
о S л |
|
г- |
|
S S 4 |
|
|
U* ф |
|
|
« |
$ |
о К н |
|
с З « |
||
|
«э |
а; |
О g |
|
|
|
Оч та |
|
О !® . |
b Ьч а . |
|
О |
Я 05 |
со |
|
Я |
|
*0 |
|
С |
|
||
|
I |
я |
н |
|
О О тао |
*§ § *° Ол Vе-5;
оё 3 Я ч'Й
ош О °а?
СО |
|
та о |
“ S |
I |
|||
3 |
|
||||||
е- |
Л |
0 в |
1 |= |
||||
о |
|
|
|||||
|
|
gg |
О |
|
Р* |
_ |
|
|
|
§ л 1та |
|
»> >х— V, |
|||
к |
Си |
|
° |
' |
I |
Л |
|
|
S |
1 я |
|
|
|
|
|
ч |
с |
1 |
|
05 |
* |
||
|
|
|
|
|
• - О |
||
Я ^ |
|
|
ь. |
|
'—'T f |
||
4 v , |
|
|
|
|
|||
s S- |
. S |
I - |
|||||
сГ^ |
|
|
|||||
|
|
|
|
J* 00 ^ |
|||
та |
о |
) ^ . . |
|
|
|
|
|
a |
з |
|
|
|
|
|
|
вта* |
o ' ? |
^ 4 . Q |
|||||
|
|
=Г Щ |
|
|
|
||
<v |
|
I |
w |
|
|
|
|
В |
|
ю"Г't° ' ко |
|||||
е( |
|
ЙО (N1«А£*21 |
|||||
к |
|
|
|
5 О Эп |
|||
О |
е[ |
|
|
||||
X |
О |
|
|
|
. |
|
о * |
|
|
|
|
СЧ ,-5W |
|||
>> |
X |
|
|
|
|
|
5 Д |
|
|
|
|
|
|
||
О |
S ' |
|
|
° |
|
я О |
|
|
|
и |
Я |
|
*я |
|
|
А |
|
|
|
* § 3 |
|||
Ж |
|
§ 3 |
|
|
|
|
|
Я |
|
|
|
|
|
||
О |
|
о. 5 |
! |
|
I |
§ |
|
ж |
V |
ш |
^ |
|
|||
о |
•§“2 |
Э |
|
О |
И |
||
н |
|
S |
|
“ .я |
|||
X |
|
о |
|
|
|||
Ж |
a |
s |
№ |
£ |
|
2 § |
|
|
н |
К |
с О А |
||||
|
сх |
|
X |
w О ч |
|||
|
с |
A |
<V |
о |
|
та о |
|
|
|
|
|
Ч t |
|||
|
|
а>5f |
О о |
|
|||
|
|
'Я |
о |
Я |
|
|
|
|
|
,я |
Ч |
АЯ э с |
|||
|
|
а» |
ь- |
|
|
|
та #s |
|
|
>> в |
|
|
|
Й* о |
|
|
|
5 S Ая |
|||||
!=> |
т |
о |
|
|
та |
|
|
ч |
|
|
|
|
|||
та |
|
|
|
|
я |
|
|
2 |
со |
- . |
|
|
|
||
|
|
>» |
та |
||||
а. |
х |
* 3 |
|
|
|
||
|
S |
I |
§ |
|
|
|
ч |
|
ЕГ |
|
|
|
ю |
||
|
чS |
^ § |
Я 00 |
о |
|||
|
си |
йГ | |
0 |
|
I |
||
|
аз |
я |
! |
s - s 1 |
|||
|
=* |
0J ~ |
? |
|
|
|
|
|
О |
> * ^ ... |
|||||
|
X |
3* |
|
|
|
|
|
|
|
>» • - |
1 |
|
“ г -? |
||
|
|
Ч О |
|
||||
|
|
я |
S |
4STJ* ^ |
|||
|
|
|
|
|
|
1C |
vt |
|
|
<и |
* |
^ |
|
г4! 1C |
|
|
|
i s |
|
||||
|
|
^52* |
I I
0 4 = 0 ,д 2 .д д
щих целиком в атмосфере, наибольшее зна чение приобретает собственное излучение слоя озона в интервале 9,6 мкм, а при лучах, пересекающих земную поверхность, боль шое значение имеет поглощение данной ра диации, идущей от Земли и нижележащей атмосферы, слоем озона. В пределах види мости диска Земли энергия излучения при безоблачном небе во всех участках спектра больше энергии излучения облачного неба. В случае же лучей, не пересекающих зем ную поверхность, картина может быть об ратной, поскольку при больших Ь облака уже могут не экранировать радиацию, иду щую от земной поверхности.
При наличии высоких облаков возра стает роль далекой инфракрасной части спектра на участке 40—120 мкм для углов
e > v
Приведенные данные теоретических рас четов углового и спектрального распределе ния уходящей длинноволновой радиации в общем подтверждаются экспериментальны ми результатами, полученными с помощью ИСЗ и ракет.
На рис. 3.6 и 3.7 приводятся записи из мерений потока излучения в трех спектраль ных интервалах 6,0—6,1; 8,0—12 и 7,0— 30 мкм со спутника. «Тайрос-Ш» в июле 1961 г. Рис. 3.6 иллюстрирует угловое рас пределение при ясном небе, а рис. 3.7 — при наличии высокой облачности. Из рис. 3.6 отчетливо видно инфракрасное потемнение к краю диска Земли — наименьшее в обла сти атмосферного окна 8—12 мкм. Экспери
ментальные |
измерения |
спектрального |
рас |
пределения |
также в |
целом хорошо согла |
|
суются с расчетными |
данными, что |
видно |
|
из рис. 3.8. |
измерения, проведенные в |
||
Ракетные |
СССР, обнаружили существование интен сивного инфракрасного излучения атмосфе ры в горизонтальном направлении на высо тах 250—300, 420—450 и около 500 км [20].
Интенсивность этого излучения сравнима с интенсивностью уходящей радиации в нади ре или может превышать ее. Это излучение
72 |
73 |
U-10*6т/смг-стер-мкм |
_ |
|
|
|
||
а) |
|
Up10*вт/см7-стер■мкм UpW*вт/смг-стер-мкм |
||||
6 |
to |
5) |
в) |
|
|
|
|
|
|
|
|||
|
|
|
|
|
||
4 |
|
|
|
|
|
|
2 zA LiР. |
|
|
|
|
||
О |
|
|
■I »i-1■■I i »I >l I |
J |
M111111 |
|
12 20 28 36 |
4 |
12 20 28 36 |
4 |
12 20 28 36 А мкм |
||
|
Рис. 3.5. Распределение энергии в спектре уходящей радиации при ясном небе (по расчетам К- Е. Якушевской):
а) 0 = 0; б) 6 = 72°45'; в) 0 = 73°0Г
Рис. 3.6. Записи измерений эф |
Рис |
3.7. |
Записи измерений |
||||
фективного |
потока излучения |
эффективного потока |
излу |
||||
по |
данным |
спутника |
«Тай- |
чения по данным спутника |
|||
рос-III» при ясном небе 15/VII |
«Тайрос-Ш» при наличии |
||||||
1961 |
г., гринвичское |
время |
высокой |
облачности |
17/VII |
||
|
10 ч 53 мин |
|
1961 |
г., |
гринвичское |
время |
|
|
|
|
|
|
|
13 ч 09 мин |
|
74
имеет место в интервале 2,5—8 мкм и регистрируется в части атмосферы, освещенной Солнцем; оно возрастает в периоды мак-
мк6т/смг- стер-мнм
Рис. 3.8. Рассчитанные (1) и измеренные (2) спектры уходящего излучения по данным спутника ВВС США
симальной солнечной активности. Механизм возникновения этого излучения пока неясен.
Распределение потоков уходящей коротковолновой радиации
Уходящая коротковолновая радиация составляется из пото ков радиации, отраженной земной поверхностью и облаками, а также рассеянной атмосферой.
Перенос коротковолновой радиации в атмосфере происходит под влиянием трех основных факторов: 1) молекулярного рас сеяния, наиболее интенсивного в области ультрафиолетовой ра диации; 2) аэрозольного рассеяния (частицами пыли, зоды, льда и т. д.); 3) избирательного поглощения в близкой инфракрасной части спектра.
Теоретический расчет потоков уходящей коротковолновой ра диации с учетом всех факторов довольно сложен и может быть проведен лишь для отдельных упрощенных моделей атмосферы. На рис. 3.9 изображено угловое распределение интенсивности уходящей коротковолновой радиации для релеевской атмосферы (т. е. когда наблюдается одно молекулярное . рассеяние) при альбедо поверхности А — 0 и cos zs— 4,40, где zs — зенитное рас стояние Солнца. Различные кривые соответствуют разным опти ческим толщинам т. Из рисунка видно, что интенсивности уходя щей радиации возрастают по направлению к горизонту; это
75
объясняется увеличением атмосферной массы. С увеличением оп тической толщины интенсивность радиации также увеличивается.
Альбедо земной поверхности оказывает существенное влия ние на потоки уходящей радиации, что видно из рис. 3.10. При больших значениях альбедо происходит не увеличение, а умень-
Рис. 3.9. Угловое распределение интенсивности ухо дящего излучения коротковолновой радиации для релеевской атмосферы в плоскости вертикали Солнца при Л = 0
шение интенсивности уходящей радиации по направлению к го- t ризонту. Здесь сказывается сильное влияние отраженного излу чения, которое сильнее ослабляется при больших зенитных углах.
Азимутальная зависимость уходящей радиации определяется в основном индикатрисой рассеяния. Максимум излучения сме щен от антисолярной точки в сторону горизонта. В дальнейшем
76
по мере приближения к горизонту происходит уменьшение радиа ции. С уменьшением оптической толщины максимум излучения смещается к горизонту.
К. С. Шифрин, В. Ю. Коломийцев и Н. П. Пятовская рассчи тали интенсивность уходящей коротковолновой радиации для плоской атмосферы с учетом аэрозольного рассеяния и поглоще ния водяным паром и углекислым газом. Результаты расчетов для
Л — 0 при |
различных |
зенитных расстояниях |
Солнца |
приведены |
||||||||||||
на рис. З.П. Кривые асим |
01 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|||||||
метричны, при этом сторона |
|
|
DJS0. |
|
|
|
|
|
||||||||
горизонта, |
где |
находится |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|||||
Солнце, ярче противополож |
I 0,6 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|||||||
ной. Как и при чистом моле |
H |
|
|
|
|
|
|
|
|
|||||||
кулярном |
рассеянии, |
отме |
4 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|||||
чается |
увеличение |
потоков |
Ьо,5 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|||||
5 |
|
|
|
|
|
|
|
|
||||||||
радиации по направлению к |
I |
|
|
|
|
|
|
|
|
|||||||
горизонту. |
С |
увеличением |
*44 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|||||
альбедо интенсивность ухо |
§ |
|
|
|
|
|
|
|
|
|||||||
дящей радиации почти ли |
ias |
|
|
|
|
|
|
|
|
|||||||
нейно увеличивается. Сте |
Ii- |
|
|
|
|
|
|
|
|
|||||||
пень увеличения тем больше, |
|
|
|
|
|
|
|
|
||||||||
чем |
выше |
Солнце. |
Спек |
|
|
|
|
|
|
|
|
|||||
тральное распределение ухо |
0,1 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|||||||
дящей |
радиации |
|
показано |
|
д=0 |
|
|
|
|
|
||||||
|
|
|
|
|
|
|
|
|||||||||
на рис. 3.12 для различных |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|||||||
высот |
Солнца |
и при А — 0. |
и90 70 |
50 |
30 |
Ю 10 |
30 |
50 |
70 |
90 |
||||||
При больших высотах Солн |
ф=0° |
Иадирный угол, град |
|
$ = 180° |
||||||||||||
ца наблюдаются два глав |
|
|
|
|
|
|
||||||||||
ных максимума: один распо |
Рис. З.Ю. Угловое распределение интен |
|||||||||||||||
ложен в видимой части (око |
сивности |
уходящей |
коротковолновой |
|||||||||||||
ло |
0,45 мкм), |
другой — в |
радиации для релеевской |
атмосферы |
в |
|||||||||||
ультрафиолетовой |
|
|
(около |
плоскости вертикали Солнца при различ |
||||||||||||
0,35 мкм) . В общем уходя |
|
|
ных |
альбедо |
|
|
|
|
||||||||
щая |
радиация |
более богата |
чем рассеянная радиация небес эго |
|||||||||||||
ультрафиолетовыми лучами, |
||||||||||||||||
овода. С уменьшением высоты Солнца максимум в ультраф! э. |
- |
|||||||||||||||
товом участке постепенно исчезает. Поток |
уходящей |
радиации |
||||||||||||||
превосходит поток |
рассеянной радиации |
безоблачного |
неба. |
|||||||||||||
С увеличением альбедо зависимость потока радиации |
эт длины |
|||||||||||||||
волны ослабевает, |
а при больших альбедо |
(>0,8) |
может даже |
происходить рост потоков с увеличением длины волны. Это объ ясняется тем, что спектральный состав уходящей радиации опре деляется взаимодействием двух факторов. С одной стороны, ин тенсивность радиации, рассеянной атмосферой в космос, умень шается с увеличением длины волны, с другой — интенсивность радиации, отраженной земной поверхностью и прошедшей через атмосферу, возрастает с увеличением длины волны, так как ос-
77
лабление рассеивающей атмосферы тем меньше, чем больше дли на волны.
На рис. 3.13 (приведены дан ные экспериментальных изме рений на спутнике «Тайрос IV». Для сравнения здесь же приве дена кривая, полученная по расчетам Каулсона для релеев* ской атмосферы. Полученные
уходящей коротковолновой |
радиации |
Рис. 3.12. Распределение |
энергии в |
||
спектре |
уходящей |
коротковолновой |
|||
от зенитного угла с учетом аэрозоль |
радиации |
при / 1 = 0 |
для |
различных |
|
ного рассеяния: I и 2 — |
т0 = 0,2; |
|
высот Солнца |
|
3и 4 — То = 0,6; 5 и 6 — т0 = 0,6 при другой индикатрисе рассеяния
Рис. 3.13. Угловое распределение уходящей коротковолновой радиа ции 6 = 78,5°: 1 — «Тайрос-IV» —
спектральный интервал 0,2— 0,6 мкм; 2 — Каулсон — т0 = 0,5, А = 0
ф= 0° Зенитный угол луча зрение ф=/вО°
данные качественно хорошо согласуются с расчетами К. С. Шиф рина и др. (рис. 3.11) и сильно отличаются от релеевской модели.
78
§в. РАДИАЦИОННЫЙ РЕЖИМ СТРАТОСФЕРЫ, МЕЗОСФЕРЫ
ИТЕРМОСФЕРЫ
Радиация играет большую роль в формировании температур ного режима стратосферы и мезосферы. Длинноволновый радиа ционный баланс стратосферы отрицателен, т. е. за счет переноса длинноволновой радиации стратосфера охлаждается. Излучение и поглощение длинноволновой радиации осуществляются в стра тосфере водяным паром, углекислым газом и озоном. Абсолют ная величина длинноволнового радиационного баланса, по под счетам Д. Оринга, возрастает с увеличением широты от значений, близких к нулю в низких широтах, до 0,03—0,07 кал/см2 • мин в высоких широтах. В годовом ходе на всех широтах, кроме уме-
Рис. 3.14. Радиационный баланс стра- |
Рис. 3.15. Радиационный баланс верх- |
|
тосферы (от |
тропопаузы до уровня |
ней стратосферы (21—55 км) в |
55 км) |
в 10 3 кал/см2-мин |
10~ 3 кал/см2• мин |
ренных, максимум приходится на июль и минимум — на январь. В умеренных широтах максимум абсолютной величины наблю дается в апреле, а минимум — в октябре. Среднее значение длинноволнового радиационного баланса стратосферы северного полушария составляет —0,018 кал/см2 ■мин.
Положительная часть радиационного баланса стратосферы образуется за счет поглощения ультрафиолетовой солнечной ра диации озоном и инфракрасной солнечной радиации водяным паром, причем первая часть вчетверо превосходит вторую. Макси мальные значения коротковолнового баланса наблюдаются в теп лое время года в низких широтах, а минимальные значения — в холодную половину года и в высоких широтах. На рис. 3.14 приведены значения полного радиационного баланса стратосфе ры в слое от тропопаузы до высоты 55 км в зависимости от ши роты и времени года. Нулевой баланс, т. е. условия, близкие к
79
лучистому равновесию, имеют место в широтной зоне 35—45° с. ш. Севернее этой зоны радиационный баланс отрицателен, а юж нее — положителен.
Радиационный баланс верхней стратосферы (слой 21—55 км) оказывается иным (рис. 3.15). В холодную половину года радиа ционный баланс верхней стратосферы убывает к северу вплоть до широты 65°, а поздней весной и летом широтный градиент ба ланса имеет обратный знак, т. е. максимальное радиационное нагревание имеет место в районе полюса.
Вмезосфере (55—80 км) положительная компонента радиа ционного баланса образуется за счет поглощения ультрафиоле товой радиации озоном (в нижней части слоя) и кислородом (в верхней части слоя). Максимальная величина радиационного на гревания, по подсчетам Р. Маргетройда и Р. Гуди, наблюдается
вслое 45—55 км, и минимум, близкий к нулю, отмечается вблизи уровня 80 км [17, 22, 42].
Вдлинноволновом переносе в мезосфере важную роль играют
полоса поглощения С 02 15 мкм и полоса 9,6 мкм для 0 3. Как и
встратосфере, перенос длинноволновой радиации обусловливает
впределах мезосферы охлаждение. Наибольший вклад в охлаж дение вносит С 02.
Величина охлаждения (по Маргетройду и Гуди) меняется от
4,8 град/сутки на высоте 55 км до 1,3 град/сутки на высоте 70 км.
Результирующее радиационное изменение температуры в ме зосфере в летний период везде положительно, особенно в высо ких широтах, а зимой оно отрицательно, причем наибольшее ра диационное охлаждение (14—16 град/сутки) наблюдается вбли зи полюса на высотах 60—70 км.
В термосфере радиационное нагревание осуществляется за счет поглощения ультрафиолетовой радиации молекулярным и атомным кислородом. Отрицательная часть радиационного ба ланса, согласно Д. Бейтсу, образуется главным образом вслед ствие излучения инфракрасной радиации атомным кислородом при некоторых радиационных переходах. Однако количественные оценки здесь получить затруднительно из-за того, что распреде ление концентрации атомного кислорода недостаточно хорошо известно. На уровне от 90 до 100 км радиационное охлаждение может быть обусловлено еще углекислым газом.
§ 7. ИСПОЛЬЗОВАНИЕ ДАННЫХ ОБ УХОДЯЩЕЙ РАДИАЦИИ ДЛЯ ИЗУЧЕНИЯ РАСПРЕДЕЛЕНИЯ ТЕМПЕРАТУРЫ И ВЛАЖНОСТИ С ВЫСОТОЙ
Поскольку потоки уходящей радиации определяются распре делением по высоте поглощающих газов и их температурой, то по величине потоков, измеренных в каком-либо спектральном ин тервале, можно судить о температурном режиме атмосферы.
80