РАССЕЯНИЕ СВЕТА

РАССЕЯНИЕ СВЕТА – Зверева С. В. В мире солнечного света.

Атмосферная оптика является одной из наиболее древних наук. Она зародилась тысячелетия назад в процессе наблюдения человеком окружающей природы. И началась атмосферная оптика с небесного свода, поскольку все, что мы видим в атмосфере, мы мысленно относим на небесный свод как на экран. Мы не в состоянии зрительно оценить расстояние до явлений, наблюдаемых на небосводе. Мы не чувствуем, что Солнце много дальше от Земли, чем Луна, что одни созвездия ближе, а другие дальше, что полярные сияния значительно выше, чем радуги и т. п. С древнейших времен люди следили за движением по небосводу Солнца, Луны, созвездий, за перемещением облаков, появлением световых кругов вокруг Солнца и Луны и другими явлениями. Внимание человека всегда привлекали красочные зори, сопровождающие восходы и заходы Солнца, яркие радуги, неуловимая игра красок в полярных сияниях. Появление миражей удивляло, а затмения Солнца и Луны, сложные формы гало в виде нескольких солнц на небосводе одновременно, кругов и крестов долгое время наводили суеверный страх, служили дурным предзнаменованием.

Каких только световых явлений не демонстрировала Природа на небесном своде из своих неисчерпаемых запасов! Многие из них долгое время оставались загадками небесного свода. Но когда их удавалось разгадать, Природа загадывала новые!

Прежде чем приступить к разгадыванию старых и новых загадок небесного свода, мы должны познакомиться с главным их „виновником” солнечным светом. Это его лучи, проходя через атмосферу и взаимодействуя с нею, порождают многочисленные световые явления.

Солнце как источник света

Мы живем в мире солнечного света. Солнце — главный источник энергии на Земле и главный источник освещения земной поверхности. Без Солнца Земля была бы темной планетой, так как у нее нет сколько-нибудь значительных собственных источников освещения. Действительно, на Земле светятся жуки-светляки и другие наземные и морские животные, светятся гнилушки за счет микроорганизмов, вызывающих гниение. Небольшое количество света испускает атмосфера в виде ночного свечения, которое происходит повсюду на земном шаре. Более интенсивное свечение в виде полярных сияний наблюдается в полярных районах. Кратковременно Земля освещается молниями и более длительно — светом, сопровождающим извержения вулканов. Роль всех перечисленных источников в освещении земной поверхности в сравнении с солнечным светом ничтожно мала, к тому же во всех них реализуется накопленная солнечная энергия.

Что же представляет собой наше Солнце? Это огромный газообразный шар радиусом 695500 км. Масса Солнца составляет 1,98·1030 кг. Средняя плотность солнечной материи немного больше плотности воды и равна 1,4 г/см³.

Земля вращается вокруг Солнца по эллиптической орбите. Среднее расстояние Земли от Солнца равно 149500000 км, округленно 1,5·1011 м. Это расстояние называют астрономической единицей (а. е.). Оно принято в качестве основной единицы для измерения расстояний в Солнечной системе. На самом большом удалении от Солнца (1,067 а. е.) Земля находится 4 июля. Эта точка орбиты Земли называется афелием. На самом маленьком удалении от Солнца (0,983 а. е.) Земля находится 3 января. Эта точка орбиты называется перигелием. Видимый угловой диаметр солнечного диска составляет 32′, телесный угол, под которым мы его видим с Земли, составляет 6,8·10-5 стерадиана.

Непрозрачная внешняя светящаяся поверхность солнечного шара называется фотосферой. Она испускает основной поток солнечной энергии. Большая яркость фотосферы — мы не можем смотреть на Солнце незащищенным глазом — обусловлена высокой температурой ее поверхности, составляющей около 6000 К. Над фотосферой расположены хромосфера, простирающаяся до высоты 10000—15000 км, и солнечная корона. Последняя представляет собой почти полностью ионизированный газ (его называют плазмой). Солнечная корона простирается до земной орбиты. Мы живем, таким образом, в солнечной короне.

Солнце излучает радиацию в широком диапазоне длин волн. 99% его энергии заключено в интервале 0,10—4 мкм. Солнечный спектр делят на три части: ультрафиолетовую (УФ) область с длинами волн короче 0,39 мкм, видимую, или световую, часть спектра с длинами волн от 0,39 до 0,76 мкм и инфракрасную (ИК) область с длинами волн более 0,76 мкм. Распределение солнечной энергии между этими тремя областями следующее: на УФ-область приходится около 9%, на видимую —47% и на ИК-область — 44%.

Общее количество солнечной радиации, поступающее в единицу времени на единичную площадку на внешней границе атмосферы, перпендикулярную солнечным лучам, при среднем расстоянии Земли от Солнца называют солнечной постоянной. Значение солнечной постоянной определялось тщательными измерениями на протяжении длительного времени, сейчас оно принято равным 1370 Вт/м². Это означает, что на каждый квадратный метр поверхности, перпендикулярной солнечным лучам и удаленной от Солнца на 1 а. е., падает 1370 Вт солнечной энергии.

Световые явления, описанные в данной книге, создаются не всем солнечным потоком, а только его световой частью. Электромагнитные волны не только от Солнца, но и от любого другого источника, длины которых заключены между 0,39 и 0,76 мкм, как известно, обладают особыми свойствами: попадая в глаз человека, они вызывают ощущение света. Поэтому их и назвали световыми или видимыми. Подробнее свойства световых потоков и их характеристики будут рассмотрены в главе 8.

Световое излучение любого источника света характеризуется специальными световыми величинами, для измерения которых применяются световые единицы. Приведем основные световые характеристики Солнца. Начнем с освещенности.

Световой поток солнечных лучей, поступающий на внешнюю границу атмосферы, создает там освещенность на площадке, перпендикулярной лучам, равную 135000 лк. (

Люкс (от лат. lux — свет; русское обозначение: лк, международное обозначение: lx) — единица измерения освещённости в Международной системе единиц (СИ)[1]. Люкс равен освещённости поверхности площадью 1 м² при световом потоке падающего на неё излучения, равном 1 лм. Соответственно, выполнятся: 1 лк = 1 лм/м2. С другой стороны, люкс равен освещённости поверхности сферы радиусом 1 м, создаваемой точечным источником света, находящимся в её центре, сила света которого составляет 1 кд. Таким образом, с основными единицами СИ люкс связан соотношением: 1 лк = 1 кд/м2[2]. С единицей освещённости в системе СГС люкс связан соотношением: 1 лк = 10−4 фот.) Эту освещенность назвали световой солнечной постоянной или заатмосферной освещенностью. Обозначим ее Е0.

Все световые характеристики связаны между собой определенными простыми соотношениями. Например, освещенность Е связана с силой света I зависимостью:

E=I/L2 (1.1)

Отсюда, зная Е0 , создаваемую Солнцем на расстоянии L = 1 а. е., вычислим силу света Солнца I:

I=135000*(1.5*1011)2=3*1027кд

(Кандела — одна из семи основных единиц измерения СИ, равна силе света, испускаемого в заданном направлении источником монохроматического излучения частотой 540⋅1012 Гц, энергетическая сила света которого в этом направлении составляет (1/683) Вт/ср)

Вычислим общий световой поток F, испускаемый Солнцем во всевозможные направления с одинаковой силой света I. Учитывая, что полный телесный угол равен 4π стерадиан, получим:

F=4πI=3,8*1028лм

(Люмен (русское обозначение: лм; международное: lm) — единица измерения светового потока в Международной системе единиц (СИ), является световой величиной.

Один люмен равен световому потоку, испускаемому точечным изотропным источником, c силой света, равной одной канделе, в телесный угол величиной в один стерадиан: 1 лм = 1 кд × ср (= 1 лк × м2)[1]. Полный световой поток, создаваемый изотропным источником, с силой света одна кандела, равен 4\pi люменам.

Световой поток Φv является редуцированной фотометрической величиной, образованной из энергетической фотометрической величины при помощи относительной спектральной чувствительности специального вида — относительной спектральной световой эффективности монохроматического излучения для дневного зрения V(λ).

Световой поток монохроматического излучения с длиной волны λ, выражаемый в люменах, определяется по формуле Φv = 683 × Φe × V(λ), где Φe — поток излучения, выраженный в ваттах, а V(λ) — значение относительной спектральной световой эффективности для дневного зрения, соответствующее той же длине волны λ.)

Общий поток энергии Ф, излучаемой Солнцем во всех длинах волн в окружающее пространство, составляет 3,9·1026 Вт. Солнечные лучи несут с собою солнечную массу. Дошедшая до Земли солнечная энергия – это часть массы Солнца. Чтобы нагляднее представить себе, насколько велик общий поток энергии, излучаемой Солнцем каждую секунду, подсчитаем, какую массу теряет Солнце за счет излучения потока в 3,9·1026 Вт. Для решения воспользуемся формулой, связывающей полную энергию тела или системы Ф с его массой m:

Ф=m*c2 (1.2)

Здесь с – скорость света в пустоте, равная 3·108 м/с. Отсюда

m=Ф/с2=3,9*1026/(3,8*108)2=4,3*109кг=4,3*106 тон

Таким образом, Солнце “худеет” каждую секунду на 4,3 млн. т!

Однако масса Солнца настолько велика (1,98·1030 кг), что для него такая потеря совсем неощутима. Из 4,3 млн. т массы, излучаемой Солнцем в окружающее пространство, на земную поверхность падает (на половину Земли, освещенную Солнцем) всего около 1,9 кг. Вот из этих 1,9 кг солнечной массы и черпается энергия на все процессы, протекающие в атмосфере и на земной поверхности!

Ослабление солнечных лучей в атмосфере

Приведенные световые характеристики Солнца относятся к внешней границе атмосферы. Проходя через земную атмосферу, поток солнечных лучей по пути частично рассеивается и частично поглощается и до Земли доходит ослабленным. Чем ближе опускается Солнце к горизонту, тем больше ослабляются его лучи (рис. 1.1). На рисунке наблюдатель находится на Земле в точке О. Если Солнце в зените, т. е. вертикально над головой, то его лучи проходят в атмосфере путь АО. Солнце немного отошло из зенита на зенитный угол АОВ. Зенитное расстояние Солнца обозначим z. Теперь его лучи проходят более длинный путь ВО. По мере опускания Солнца к горизонту путь его лучей будет увеличиваться (ВО, СО, DO) и достигнет максимальной длины (ЕО), когда Солнце окажется на горизонте. Чем длиннее путь лучей, тем больше энергии они будут терять на этом пути.

Ослабление солнечных лучей в атмосфере происходит за счет двух процессов: поглощения и рассеяния. Поглощенная солнечная радиация переходит в другие виды энергии, в основном в тепловую, т. е. расходуется на нагревание воздуха. Поглощение солнечной радиации газами атмосферы носит избирательный, или селективный, характер, т. е. поглощаются определенные длины или участки длин волн. Главными поглотителями солнечной радиации являются озон, водяной пар и углекислый газ. Основное поглощение происходит в УФ- и ИК-областях солнечного спектра. В видимой части спектра поглощение играет малую роль в сравнении с рассеянием. Именно за счет рассеяния происходит главное ослабление световых солнечных лучей. При рассеянии световых лучей в атмосфере и возникают многообразные световые явления, объяснение которых является предметом данной книги.

Рассеяние световых лучей также сильно зависит от длины волны. Поэтому, проходя через атмосферу, лучи разных длин волн ослабляются по-разному. Закон ослабления, выведенный еще в XVIII в. французским физиком Пьером Бугером, записывается для так называемого монохроматического пучка лучей, т. е. пучка лучей определенной длины волны λ:

(1.3)

где Sλ плотность потока (или интенсивность) пучка монохроматических лучей длины волны λ, дошедших до поверхности Земли; S0λ — плотность потока (или интенсивность) этого пучка на внешней границе атмосферы; m — масса или число масс атмосферы; τλ — оптическая толщина атмосферы, равная:

(1.4)

Здесь άλ — объемный коэффициент ослабления, который представляет собой отношение интенсивности светового потока, ослабленного (т.е. поглощенного и рассеянного во всех направлениях) единицей объема воздуха, к интенсивности светового потока, упавшего на единицу объема. Таким образом, άλ

характеризует относительное количество света, задержанного единицей объема.

Оптическая толщина атмосферы, согласно (1.4), представляет собой просуммированные по всей толщине атмосферы объемные коэффициенты ослабления. Другими словами, оптическая толщина атмосферы есть объемный коэффициент ослабления единичного слоя атмосферы сечением, равным единице площади (1 м², и высотой, равной высоте атмосферы.

Масса атмосферы, (или число масс атмосферы) m представляет собой отношение оптической толщины атмосферы, проходимой солнечными лучами при зенитном расстоянии Солнца z, к оптической толщине, проходимой при положении Солнца в зените (z = 0). Для зенитных расстояний менее 60° масса атмосферы m, как это видно и из рис. 1.1, вычисляется по формуле:

m=sec z (1.5)

Для больших зенитных расстояний расчеты проводятся по более сложной формуле Бемпорада, из которой получены следующие значения m при различных зенитных расстояниях z:

z60°80°85°90°
m2,05,610,435,4

Например, при зенитном расстоянии Солнца 60° (высота Солнца 30°) масса атмосферы равна 2. Это означает, что лучи Солнца проходят массу сферы в 2 раза большую, чем при положении Солнца в зените, а при положении Солнца на горизонте (z =90°) они проходят массу атмосферы в 35 раз большую, чем при положении Солнца в зените.

Оптическая толщина атмосферы связана простым соотношением с другой характеристикой ослабления атмосферы — коэффициентом прозрачности Pλ :

(1.6)

Подставляя Pλ в (1.3), получим:

(1.7)

при m=1

(1/7)

Таким образом, коэффициент прозрачности атмосферы равен отношению интенсивности светового потока, дошедшего до поверхности Земли при единичной массе атмосферы (т. е. при вертикальном падении солнечных лучей), к его интенсивности на внешней границе атмосферы.

В отличие от коэффициента ослабления и оптической толщины атмосферы, характеризующих доли радиации, задержанные (или ослабленные) единицей объема и единичной толщей атмосферы соответственно, коэффициент прозрачности характеризует долю радиации, пропущенную атмосферой, т. е. дошедшую до поверхности Земли при единичной массе атмосферы.

Для всего потока солнечных лучей (его называют также интегральным потоком) формула (1.3) приобретает вид:

(1.9)

где P – коэффициент прозрачности, осредненный для интегрального потока; So — солнечная постоянная.

Коэффициент прозрачности атмосферы P при среднем состоянии ее замутнения равен примерно 0,8; высоко в горах он может достигать 0,9. При большой мутности атмосферы (дымка, туман, мгла и т. п.) P

уменьшается до 0,6 и меньше. При наличии облаков, когда диск Солнца становится невидимым, коэффициент прозрачности для прямых солнечных лучей равен 0.

Поскольку нас интересует только световая часть потока солнечной радиации, запишем формулу (1.9) применительно к освещенности, так как именно освещенность является световым эквивалентом прямой солнечной радиации. Итак, у поверхности Земли на площадке, перпендикулярной солнечным лучам, прямым солнечным светом создается освещенность

(1.10)

где Е  — световая солнечная постоянная. В отличие от прямой солнечной радиации освещенность обычно измеряют на горизонтальную поверхность. Обозначим ее Егор Если Солнце находится на высоте h, то

(1.11)

Освещенность рассеянным светом, поступающим от всего небосвода, также измеряют на горизонтальную поверхность.

%d такие блоггеры, как: