Ослаблення світла земною атмосферою. Вплив земної атмосфери на проходження космічного радіовипромінювання. Світіння нічного неба.

Перші дослідження впливу атмосфери на світлове випромінювання, що проходить через неї, були проведені ще в XVII - XVIII століттях. Практичний інтерес тоді викликало явище астрономічної рефракції, пов'язане зі зміною коефіцієнта заломлення повітря з висотою. Внаслідок рефракції виміряний напрям на астрономічний об'єкт не співпадає з реальним. Причому відмінність багаторазово перевищує досягнуту у той час точність кутових вимірів.

Теоретичні дослідження Лапласа зв'язали величину рефракції з величиною екстинкції - послабленням світла при проходженні ним через атмосферу. Теорія екстинкції Лапласа була математичною, не розглядала фізичних джерел цього явища. Пізніше лорд Рєлей дав переконливе обґрунтування того, що головна причина послаблення світла в атмосфері - це так зване молекулярне розсіяння. Розсіяння - це відхилення деякої долі світла убік від первинного, основного напряму поширення. Але оскільки єдиним приладом для виміру блиску зірок тоді було око спостерігача, а помилки таких вимірів порівнянні з величиною послаблення, то великої уваги явище послаблення світла не викликало.

У земній атмосфері окрім молекулярного є розсіяння світла на аерозолях - найдрібніших частках пилу, сажі, води, зважених в повітрі. Ореоли, що світяться, навколо яскравих об'єктів виникають внаслідок саме цього розсіяння, воно також викликає послаблення світла. Зміст аерозолів в атмосфері міняється, тому і ефекти, що викликаються ними, також змінні.

Крім того, земна атмосфера не є однорідним середовищем з характеристиками, що плавно міняються. Турбулентне перемішування шарів повітря, що мають різну температуру, призводить до хаотичної появи областей холоднішого або теплішого повітря розмірами від міліметрів до сотень метрів. Ці температурні неоднорідності викликають відповідні зміни коефіцієнта заломлення повітря. Проходячи через ці неоднорідності спочатку плоский фронт світлової хвилі спотворюється. Нерегулярні спотворення хвилевого фронту призводять до випадкових зміщень зображення зірки (зображення як би тремтить), нерегулярних розпливань зображення (ефект характерний для середніх і великих телескопів), хаотичної зміни яскравості зображення (мерехтіння зірок).

Більшість явищ, що відбуваються в атмосфері, вивчаються оптиками і метеорологами, розвиваються за рахунок променистої енергії, тобто енергії, що доставляється Землі сонячною радіацією. Потужність цієї енергії приблизно може бути оцінена в 18*10²³ ерг/с. Енергетичний спектр сонячної радіації на межі атмосфери близький до спектру абсолютно чорного тіла з температурою порядку 60000К (рис.1.[1]).

До того, як сонячне випромінювання досягне поверхні, воно пройде довгий шлях через

земну атмосферу, де буде не лише розсіяно і ослаблено, але і змінено по спектральному

Рис.1. Розподіл енергії в спектрі сонячної радіації на межі атмосфери : 1 - за даними 1903-1910 рр., 2 - 1920-1922 рр., 3 - 1917 р., 4 - абсолютно чорне тіло при температурі 57130К.

складу. Що в результаті дійшла до місця спостереження (земній поверхні) у вигляді паралельних променів від Сонця так звана пряма сонячна радіація буде як кількісно, так і якісно відмінна від сонячної радіації за межами атмосфери ^[1].

Сонячна (короткохвильова) радіація перетвориться, проходячи через атмосферу, в наступні види радіації : розсіяну (зважаючи на наявність в атмосфері різних іонів і молекул газів, часток пилу відбувається розсіяння прямої сонячної енергії на всі боки; частина розсіяної енергії доходить до поверхні Землі), відбиту (частина що потрапила в атмосферу і на земну поверхню енергії відбивається назад), поглинену (відбувається дисоціація і іонізація молекул верхніх шарах атмосфери, нагрів повітря і самої земної поверхні, тих предметів, які на ній знаходяться).

Спектр Сонця

Як видно з рис.1., енергетичний спектр випромінювання близький до спектру абсолютно чорного тіла при температурі T⁰К, але не співпадає з ним, оскільки яскравість сонячного диска планомірно зменшується від його центру до країв. Найкращою формою представлення розподілу енергії в сонячному спектрі є формула В. Г. Кастрова :

l₀, _{* } =0,021* ^-23*exp(-0,0327* ^-4)*  ^[1] (1).

Формули, що описує розподіл енергії Сонця на поверхні Землі доки не існує, оскільки в неї повинно входити надто багато флуктуіруючих параметрів (щільність і висотний розподіл газів, альбедо відзеркалювальних поверхонь, температура і тому подібне).

Послаблення потоків променистої енергії в атмосфері

Сонячне випромінювання, проходячи через атмосферу, ослабляється завдяки ефектам розсіяння і поглинання. Для потоків променистої енергії атмосфера у видимій частині спектру є каламутним середовищем, тобто розсіюючим, а в ультрафіолетовій і інфрачервоній - поглинаючим і розсіюючим. Світловий потік поглинається в атмосфері, причому кількість енергії, що дійшла до поверхні Землі, можна знайти із закону Бугера (закон послаблення світла) :

I=I₀*exp(-)^[3] (2),

де I⁰ - інтенсивність випромінювання (на межі атмосфери), що падає, Z₀ 75⁰ (плоско-паралельна модель атмосфери), H - шлях, пройдений світлом до земної поверхні, k(h) - коефіцієнт поглинання (послаблення) світлового потоку, залежний від висотного розподілу щільності, складу атмосфери, фізичних і хімічних властивостей газів, часток, що знаходяться в атмосфері (рис.2.[1]).

Розглянемо виборче поглинання променистої енергії в атмосфері. Будь-яка речовина має свої смуги поглинання (рис.3.^[1])^. З газів, що входять завжди до складу атмосфери, істотне для нас селективне поглинання мають лише O₂, O₃, CO₂ і водяна пара H₂O. Кисень викликає інтенсивне поглинання світла

У далекій ультрафіолетовій області для довжин хвиль  <200 нм з максимумом поглинання близько =155нм. Поглинання в цій області спектра настільки велике вже в самих високих шарах

Рис.2. Розподіл енергії в нормальному сонячному спектрі.

Рис.3. Спектр поглинання земної атмосфери.

атмосфери, що сонячні промені з довжиною хвилі  не доходять до висот, доступних для спостереження поверхні Землі і літаків. Кисень також дає систему смуг у видимій області спектра A (759,4- 70,3 нм;  _max=759,6 нм); B (686,8 - 694,6 нм;  _max=686,9 нм)_. Вуглекислий газ (CO₂) - основна вузька смуга з  max=4,3 мкм, інші - занадто незначні, тому не мають для нас істотного значення. Озон (O₃) має дуже складний спектр поглинання, лінії і смуги якого охоплюють усю область сонячного спектру, починаючи від крайніх ультрафіолетових променів і до далекої інфрачервоної області^[1]. У земній атмосфері озону мало, він розташовується у вигляді шару (10 - 40 км) з центром тяжіння на висоті близько 22 км, але має сильну поглинальну здатність. Його смуги: п.Гартлея (200 - 320 нм;  _max=255 нм); п.Шапюі (500 - 650 нм;  _max=600 нм). Найбільше значення в поглинанні променистої енергії в атмосфері має водяну пару (H₂O), якої дуже багато в нашій атмосфері (вологість, хмари і тому подібне), його смуги поглинання :    (0,926 - 0,978 мкм;  _max=0,935 мкм);  (1,095 - 1,165 мкм;  _max=1,130 мкм);  (1,319 - 1,498 мкм;  _max=1.395);  (1,762 - 1.977 мкм;  _max=1.870 мкм);  (2,520 - 2,845 мкм;  _max=2,680 мкм). Найбільш точна формула для розрахунку величини поглиненої в атмосфері енергії сонячної радіації має вигляд:

 E=0,156*(m* )^0,294 кал/см²* мин.^[2] (3),

де m - пройдений променями шлях,  - загальний зміст водяної пари у вертикальному стовпі атмосфери одиничного перерізу (1 см²). Далі розглянемо атмосферні аерозолі і пил, їх зміст залежить від висоти, вони впливають на зменшення прозорості атмосфери.

Розглянемо відбиту радіацію, тобто радіацію, яка досягає земної поверхні, частково відбивається від неї і знову повертається в атмосферу. Також відбита радіація - це і випромінювання, відбите від хмар.

Кількість відбитої деякою поверхнею енергії в значній мірі залежить від властивостей і стану цієї поверхні, довжини хвилі променів, що падають. Можна оцінити відбивну здатність будь-якої поверхні, знаючи величину її альбедо, під яким розуміється відношення величини усього потоку, відбитого цією поверхнею по усіх напрямах, до потоку променистої енергії, що падає на цю поверхню; зазвичай його виражають у відсотках (ТАБЛИЦЯ 1^[1])^.

ТАБЛИЦЯ 1

Розглянемо розсіяну радіацію. Розсіяння в атмосфері може відбуватися на молекулах газів (молекулярне розсіяння) і частках (великих ( <<r), середніх (  r), дрібних ( >>r)), що знаходяться в атмосфері, воно залежить також і від наявності хмарності. Основи цієї теорії закладені Релеєм, але пізніше вона була вдосконалена іншими вченими вже для різних розмірів, форм і властивостей частинок. Для аналізу явищ розсіювання використовують рівняння переносу випромінювання; запишемо йогоу векторній формі

де S_{i -} параметри Стоксу (S₁=I - сумарна інтенсивність, S₂=I*p*cos( ₀),  ₀ - кут повороту напряму максимальної поляризації відносно площини референції, p - міра лінійної поляризації, S₃=I*p*sin( ₀), S₄=I*q, q - міра еліпсної поляризації), f_ij - матриця розсіяння. При молекулярному розсіянні диполі під дією хвилі, що падає, починають рухатися з прискоренням, отже випромінюють хвилі з частотою хвилі, що падає, тобто відбувається розсіяння світла на цих молекулах. Розглянемо коефіцієнт молекулярного послаблення k_MS і врахуємо, що розсіяння повинне відбуватися тоді, коли показник заломлення частки відносно середовища n не дорівнює одиниці, тоді:

^[3] (5) ( << r)

де N - число часток в одиниці об'єму,  - довжина хвилі, що падає. Також запишемо функцію, що показує "розкидання світла по кутах":

f_MS( )=3* _MS*(1+cos²( ))/(16* )^[3] (6),

де  _MS - оптична товща молекулярного розсіяння. Якщо ввести параметр характеризує анізотропію молекул, то формула (6) прийме вигляд:

f_MS( )=3* _MS*(1+ +(1- )*cos²( ))/(16* )^[3] (7)

Зазвичай молекулярне розсіяне світло поляризоване:

^[3](8),

де P_лин - міра лінійної поляризації.

При попаданні світла на великі частки, поверхні Землі, що зазвичай знаходяться зблизька, відбувається часткова втрата імпульсу електромагнітної хвилі, що падає, тобто на молекулу діє світловий тиск, тоді матимемо ефекти дифракції, віддзеркалення і заломлення, проникнення електромагнітної хвилі усередину частки. В результаті може виникнути інтерференція хвилі, що падає, і що вийшла з частки за рахунок явища внутрішнього віддзеркалення. Усі ці явища описуються в теорії Ми. Припущення теорії Ми : частки сферичні, однорідні, не стикаються; атмосфера - плоско-паралельний шар. Так як показник заломлення часток, що описуються теорією Ми, - комплексний: m=n+ *, де n – звичайний показник заломлення - характеризує поглинання хвилі часткою.

В результаті розсіяння прямого сонячного випромінювання в атмосфері, вона сама стає джерелом випромінювання, яке досягає земної поверхні у вигляді розсіяного випромінювання. Максимум в спектрі розсіяної радіації зміщений у більше короткохвильову область, ніж у сонячного спектру; також склад розсіяної радіації залежить від висоти Сонця (рис.4.^[1]).

Рис.4. Розподіл енергії в спектрі розсіяного світла, що посилається різними точками небесного зводу.

Розсіяна радіація також залежить і від хмарності, що проілюстровано на рис.5.^[1] який побудований за експериментальними даними для м. Павловська. Нерідкі випадки, коли розсіяна радіація досягає значень, порівнянних з потоком прямої сонячної радіації^[1]. Це явище зазвичай відбувається в північних широтах. Воно з'ясовне тим, що чистий суцільний сніговий покрив має неймовірну велику відбивну здатність. Хмари є середовищами, які можуть сильно розсіювати світло; досліди показали, що щільні хмари завтовшки 50 - 100 метрів вже повністю розсіюють прямі сонячні промені.

Рис.5. Розсіяна радіація атмосфери при безхмарному небі і при суцільній хмарності (10 балів).

Тема. 4. Зорі. Фізика зір.