СПЕКТРАЛЬНОЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ПРЯМОЙ СОЛНЕЧНОЙ. РАДИАЦИИ
Спектральное распределение прямой солнечной радиации изменяется при прохождении через атмосферу вследствие поглощения и рассеяния. Количество поглощенной энергии зависит от длины пути излучения в; атмосфере. Обычный метод описания связи между уровнями энергии основан на понятии массы атмосферы, которая представляет собой отношение фактической длины пути излучения в атмосфе-j ре к длине пути, когда солнце находится в зените. Путь по< вертикали 30 (рис. 2.1) соответствует единичной массе атмосферы, угол ЗОС между вертикалью и направлением на солнце называется зенитным углом z и масса атмосферы определяется выражением m = C0/30 = secz, если пренебречь влиянием кривизны земной поверхности. Вплоть до 70° второе соотношение дает значения, весьма близкие к точным, учитывающим кривизну. Кроме того, необходимо учитывать изменения атмосферной рефракции и уменьшение плотности с высотой [1].
На рис. 2.2 показаны кривые спектрального распределения для четырех различных случаев. Кривые а и в представляют теоретическое распределение излучения черного тела: а — при 6000 К, в — при 5630,7 К. По - 16
следнее значение — температура, при которой полнйя мощность излучения солнца, рассматриваемого как черное тело, соответствует солнечной постоянной [2]. Кривая б характеризует спектр солнечного излучения за пределами атмосферы [2] и кривая г представляет распределение прямой солнечной радиации в полдень* рассчитанное для сравнительно чистой атмосферы и зенитного угла 30° применительно к условиям типичного без-
|
Рис. 2.2. Кривые спектрального распределения, а —черное тело при 6000 К; б — спектр внеземного солнечного излучения Теке - papa (1971 г.); в —черное тело при 5630,7 К; г —прямая солнечная радиация при относительно чистой атмосфере. |
облачного летнего дня в сельской местности Англии [3]. Рассеяние излучения аэрозолями (пылью) рассчитывалось на основе распределения частиц по размерам, характерного на континенте, а рэлеевское рассеяние и поглощение озоном оценивалось в соответствии с моделью Эльтермана [4]. Нижняя кривая показывает также, что солнечное излучение ограничено длинами волн от 0,3 мкм (ближняя ультрафиолетовая область спектра) до
2,5 мкм (средняя инфракрасная область). Поглощение газами и водяным паром или туманом происходит только в определенных узких полосах спектра. Поглощение
излучения облаками на удивление мало, по-видимому менее 10% при облачности толщиной 1000 м [5], а основные потери обусловлены рассеянием. Поглощение аэрозоля-1 ми также имеет место. Рассеяние излучения туманом и аэрозолями зависит от длины волны и размера частиц.] При малой концентрации частиц рассеяние становится] основным фактором, приводя к относительно интенсив-1 ному белому диффузному излучению при подернутом] дымкой небе или слабой облачности. Очень плотное об-' лако толщиной 1000 м отражает обратно в космическое! пространство более 90% падающего солнечного излу-| чения. Исследование спектрального распределения ос-| новано на использовании физических формул и коя-' стант и имеет большое значение в фотохимии и фото - j биологии.
Максимальное значение плотности потока радиации, j достигающей земли, составляет примерно 1,0 кВт на квадратный метр площади поверхности, перпендикулярной солнечным лучам, причем доля прямой радиации в і условиях ясного неба составляет около 0,8 кВт/м2. Таким образом, значение солнечной постоянной уменьша-1 ется приблизительно до 70%.
