Содержание к диссертации
Введение
1. АППАРАТУРА И МЕТОДИКА НАБЛЮДЕНИЙ 14
1.1. Универсальный УФ-спектрополяриметр 15
1.2. Учет аппаратурной поляризации. Основные соотношения 25
1.3. Методика наблюдений. Стандартизация результатов 30
1.4. Погрешность измерений 37
1.5. Краткие сведения о пунктах наблюдений 44
2. ЯРКОСТЬ НЕБА ВНЕ ПОЛОС ПОГЛОЩЕНИЯ ОЗОНА. 49
2.1. Альбедо подстилающей поверхности 50
2.2. Контроль стабильности оптических свойств атмосферы. Спектральная прозрачность
2.3. Метод разделения наблюдаемой индикатрисы яркости на составляющие однократного и многократного рассеяния 59
2.4. Индикатрисы многократного и однократного рассеяния света. 71
2.5. Спектральная яркость неба при высокой прозрачности атмосферы 82
2.6. О глубине фраунгоферовых линий в спектре дневного неба... 87
2.7. Яркость неба в предозонной области спектра 93
3. ОПРЕДЕЛЕНИЕ ОПТИЧЕСКИХ ТОЛЩ РАССЕЯНИЯ И ПОГЛОЩЕНИЯ ИЗ
НАБЛЮДЕНИЙ ЯРКОСТИ НЕБА. 102
3.1. Определение оптической толщи рассеяния разностным методом
3.2. Метод определения толщи рассеяния через величину 108
3.3. Оптические толщи рассеяния в полосе поглощения озона
3.4. Определение оптических толщ озонного поглощения из наблюдений яркости неба. 124
3.5. Поглощение ультрафиолетовой радиации атмосферным аэрозолем 140
4. ПОЛЯРИЗАЦИОННЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ УЛЬТРАФИОЛЕТОВОЙ РАДИАЦИИ 158
4.1. Общие эмпирические закономерности... 159
4.2. Интерпретация результатов наблюдений на основе молекулярной модели 169
4.3. Ориентация плоскости поляризации 176
4.4. Поляризационные характеристики многократно рассеянного излучения 187
4.5. Поляризация ультрафиолетового излучения неба при разных аэрозольных моделях атмосферы 195
5. ПОЛЕ НИСХОДЯЩЕЙ УЛЬТРАФИОЛЕТОВОЙ РАДИАЦИИ ПРИ СФЕРИЧЕСКОЙ ЗЕМЛЕ 204
5.1. Эффект Форбса 205
5.2. Поле диффузного излучения вблизи Солнца. Начальная стадия ультрафиолетовых сумерек 207
5.3. Эффект Родионова - 222
5.4. Яркость неба вне полосы поглощения озона 229
5.5. Упрощенный способ учета сферичности Земли в расчетах яркости неба в предозонной области спектра 234
5.6. Яркость неба в полосе поглощения озона. Эффект обращения. 240
5.7. Поляризационные исследования. 247
ЗАКЛЮЧЕНИЕ 25 7
ДАЛЬНЕЙШИЕ ПЕРСПЕКТИВЫ 264
ЛИЧНОЕ УЧАСТИЕ АВТОРА В СОВМЕСТНЫХ ПУБЛИКАЦИЯХ 292
РЕКОМЕНДАЦИИ ПО ПРАКТИЧЕСКОМУ ИСПОЛЬЗОВАНИЮ ДИССЕРТАЦИОННЫХ МАТЕРИАЛОВ 293
- Универсальный УФ-спектрополяриметр
- Альбедо подстилающей поверхности
- Определение оптической толщи рассеяния разностным методом
- Интерпретация результатов наблюдений на основе молекулярной модели
- Эффект Форбса
Универсальный УФ-спектрополяриметр
Ставя своей задачей комплексное исследование характеристик поля нисходящей УФ-радиации в земной атмосфере, мы
столкнулись с необходимостью конструирования и изготовления специальной измерительной аппаратуры. Она должна удовлетворять целому ряду требований, обусловленных спецификой распределения энергии в спектре доходящего до поверхности Земли -УФ-излучения Солнца и его изменениями в зависимости от метеоусловий и момента времени наблюдений /130, 219-227. Важнейшие из них таковы.
Во-первых, аппаратура должна иметь широкий динамический диапазон, чтобы измерениями можно было охватить большой перепад интенсивностеи прямого солнечного света и диффузного излучения неба от момента кульминации Солнца до его погружения за линию горизонта.
Во-вторых, она должна обладать хорошим спектральным разрешением, чтобы влияние эффекта Форбса на результаты наблюдений было пренебрежимо малым /17, 18, 53, 134, 174, ZMj\ В частности, это условие может оказаться решающим при интерпретации таких явлений, как "аномальная прозрачность атмосферы"/131/.
В третьих, телесный угол прибора должен быть невелик /5, 36, 54, 61, 147, 165, 174, 198-199, 245/. В противном случае вместо истинных значений коэффициентов прозрачности атмосферы будут определены величины "инструментальной прозрачности"/134/.
Учитывая необходимость выполнения этих основных и некоторых других требований, о чем речь будет идти по ходу дальнейшего изложения, нами совместно с П.Н.Бойко и Я.А.Тейфель был сконструирован и изготовлен в мастерских АФИ АН КазССР универсальный УФ-спектрополяриметр /15/, позволяющий производить измерения следующих величин:
1) коэффициентов прозрачности атмосферы р/Д) в интервале длин волн 300 400 нм;
2) яркости неба J в единицах S (7TS - спектральная солнечная постоянная);
3) абсолютных индикатрис яркости у (if) , включая околосолнечный ореол, на угловых расстояниях [0 2 от Солнца;
4) степени линейной поляризации света неба г ;
5) альбедо подстилающей поверхности Ц .
Кроме того, в период наблюдений на поляриметре была предусмотрена возможность контроля устойчивости оптических свойств атмосферы по методике В.Г.Фесенкова /155/.
Измерение всех вышеперечисленных величин совершенно необходимо для полного описания поля нисходящей радиации.
Альбедо подстилающей поверхности
При анализе данных наблюдений яркости J (и степени поляризации г ) дневного неба необходимы сведения об отражательных свойствах подстилающей поверхности. Вообще говоря, - -полное представление о характере отражения радиации площадкой дает матрица отражения. В теории переноса излучения обычно рассматривается упрощенный вариант: предполагается, что горизонтальная поверхность отражает свет ортотропно и отраженная радиация не поляризована независимо от состояния поляризации падающих пучков. В этом случае в качестве характеристики поверхности удобнее всего использовать величину монохроматического альбедо GL , представляющего собой отношение потока, рассеянного площадкой во всех направлениях, к падающему на площадку суммарному потоку.
Для измерений альбедо к прибору была приспособлена специальная насадка с суммирующим шаром Ульбрехта, изготовленная сотрудниками АФИ /58/. С таким спектральным альбедометром и были выполнены измерения величины (1 в полевых условиях. В таблице 6 приводятся средние данные об альбедо травяного покрова, полученные в Кирбалтабае на высоте около 1,5 м над земной поверхностью. Зенитное расстояние Солнца ZQ = 55. Относительная погрешность измерений ий 2. 3%.
Из таблицы 6 следует, что в УФ-области спектра отражательная способность зеленого травяного покрова невелика и падает с уменьшением длины волны, что хорошо согласуется с выводами Коул-сона и Рейнольдса /190/. Альбедо подстилающей поверхности заметно возрастает при переходе от лета к осени, когда трава высыхает, блекнет, и ее отдельные виды блестят, как солома. Снеговой покров достаточно сильно отражает УФ-радиацию /200/ , причем индикатриса отражения носит направленный характер.
Изучение влияния анизотропного отражения света на параметры Стокса рассеянного излучения представляет собой совершенно самостоятельную сложную задачу /79, 87, 128, 142, 184, 185, 203, 204/» которая в настоящей работе не рассматривается.
class3 ОПРЕДЕЛЕНИЕ ОПТИЧЕСКИХ ТОЛЩ РАССЕЯНИЯ И ПОГЛОЩЕНИЯ ИЗ
НАБЛЮДЕНИЙ ЯРКОСТИ НЕБА class3
Определение оптической толщи рассеяния разностным методом
Введем известные равенства, связывающие оптические толщи с абсолютными индикатрисами рассеяния.
В предыдущей главе было показано, что при не слишком большой замутненности атмосферы индикатрисы многократно рассеянного света - f z, a(4v лишь незначительно отличаются от расчетных для молекулярной модели, т.е. имеют слабую асимметрию в направлении падения солнечных лучей. Далее, все попытки выделить аэрозольную индикатрису л, ((Jf) при углах IP - 90 в подавляющем большинстве случаев оказываются безуспешными. Если предположить, чтото, используя (3.1-3.3), можно прийти к довльно простому выражению, связывающему Xj) и 4Щ: % ZlfHMsinifdit- 2Tff0sinifdif. (з.б)
Впервые оно было получено Г.Ш.Лившицем в видимой области спектра на основе анализа наблюдаемых индикатрис яркости, выполненного автором настоящей работы /84/. Под величиной IX) здесь понимается аэрозольная оптическая толща рассеяния. Если считать, что поглощение света аэрозолем незначительно, то вне полос газового поглощения суммарная толща где l.j) определяется равенством (3.6), должна в оптически устойчивый день совпадать с бугеровской величиной.
Точность формулы (3.6) связана не только с экспериментальными погрешностями входящих в нее величин, но и с необходимостью одновременного выполнения условий (3.4-3.5). Насколько эти допущения компенсируют друг друга, можно судить из данных наблюдений. Эксперимент показал, что при небольшой замутненности атмосферы формулы (3.6-3.7) дают неплохие результаты в сине-зеленом участве спектра /5б/, а в красной и особенно инфракрасной областях необходимо введение в (3.6) множителя, превышающего единицу/29/. В УФ-диапазоне аналогичный анализ можно выполнить по расчетам индикатрис яркости методом Монте-Карло/99/. Оптические толщи рассеяния Ц , вычисленные по формулам (3.6-3.7) и принятые в расчетах Tj , а также расхождения между ними 0 = " LA (в %) для А - 337 нм приведены в таблице 13.
Интерпретация результатов наблюдений на основе молекулярной модели
Как следует из таблицы 25, в альмукантарате Солнца функции Р[ф] асимметричны относительно (J) =90. Эффект становится более наглядным при построении кривых г(Чу для каждой конкретной реализации. Примеры таких экспериментальных распределений г\Ф/ показаны на рис.67-69. Сюда включены случаи как малой, так и большой замутненности атмосферы. Симметричное отображение левой половины кривой г (Ф) при (ф 90 обозначено штриховой линией. Видно, что асимметрия имеет место практически всегда, согласуясь с /4-3/. Можно показать, что функция г (if/ асимметрична относительно If = 90 не только в солнечном, но и в других альмукантаратах. Примером тому служат результаты измерений г (ф) в альмукантарате с Z = 75 при Z =60 (рис.70).
Остановимся на возможных причинах, ответственных за асимметрию углового распределения степени поляризации в солнечном и других альмукантаратах. Поскольку эффект стабилен и возникает в разных пунктах наблюдений при различной замутненности, то он не может быть обусловлен спецификой оптических свойств частиц либо горизонтальной неоднородностью атмосферы. Такое утверждение, в частности, следует из расчетов г (ф) для чисто молекулярной модели атмосферы /188/, изображенных на рис.71. Здесь приведены теоретические функции г (ф) в альмукантарате Солнца при значениях оптических толщ 0,25 и 1,00, практически охватывающих весь внеозонный УФ-участок спектра. Подобную же картину можно отметить и для несолнечного альмукантарата (рис..71).
Эффект Форбса
Вопрос о выполнимости закона Бугера для прямого солнечного излучения в коротковолновой области спектра уже обсуждался нами в первой и второй главах. Были отмечены две основные причины, могущие исказить экспоненциальное убывание потока прямой УФ-ра-диации с ростом атмосферной массы. Первой из них является недостаточное спектральное разрешение аппаратуры. Для малых масс ( 171 п= ГЛ. с 4-) имеются подробные расчеты влияния эффекта Форбса на определение общего содержания озона X в атмосфере /І7, 18, 247/. В частности, известно, что для L -пары длин волн оно становится несущественным при спектральной ширине щели Лк S 2»5 нм. С ростом массы ГПс) 4 требования к малостиДл значительно возрастают. Допустимые значения & А легко могутч быть установлены экспериментальным путем. Измеряя потоки у с разным спектральным разрешением, можно найти такую величину ДА о , что дальнейшее уменьшение An. не меняет вида зависимости -Й Г = Ц (ЛТ с) во всем интервале атмосферных масс от кульминации Солнца до момента наступления УФ-сумерек. Именно это значение АЛп и должно быть использовано в подобных исследованиях. Проиллюстрируем вышесказанное примером. На рис.89
Так как далее речь будет везде идти о наблюдениях потоков непосредственно поляриметром, а не с помощью экрана,то значок nfT" опущен.
Рис.89. ЗависимостьЩ г от ГП0 вне полосы и в полосе (б) поглощения озона при ДА = 2, (I), дА =1,1 нм (2) и дА=0,8 нм (3). -207 представлены значения логарифмов отсчета поляриметра Л Г » наведенного на Солнце, в функции ГЛ. g в двух участках спектра 311,5 и 332 нм. Значения ДА задавались равными 2,3 нм ,1,1нм и 0,8 нм. Из рисунка следует, что вид функции W = Ц[№-с) в предозонной области спектра одинаков для всех ЛА . В длине волны Л =311,5 нм совпадение имеет место лишь для ДА =1,1нм и 0,8. Заметим, что общее содержание озона X в этот день составляло 0,30 см. Таким образом, значение AAQ В рассматриваемом случае приблизительно равно I нм.
Другим условием, которое должно соблюдаться при изучении прямой солнечной УФ-радиации вблизи горизонта, является малость телесного угла аппаратуры. Оптимальным будет угол Си , не превыщающий угловых размеров солнечного диска (JL)Q /134/. В нашем поляриметре этот угол в линейной мере был равен 1,4 х 48 . Но даже при выполнимости условия Ш U) Q вклад диффузного излучения неба в суммарный поток, поступающий в поляриметр при его наведении на Солнце, может оказаться значительным. Оценка этой величины играет существенную роль при интерпретации эффекта С.Ф.Родионова и требует проведения специального исследования.
