Тепловой баланс мирового океана это

Температура и соленость вод Мирового океана

Баланс тепла на поверхности океана

Расстояние от нашей планеты до Солнца около 150 млн. км, поэтому с учетом малых размеров Земли (диаметр меньше 13 тыс. км) на нее падает ничтожная доля солнечной энергии — всего около одной двухмиллиардной!

Однако в земных масштабах и эта часть солнечного тепла очень значительна. Подсчитано, что верхние слои атмосферы в одну секунду получают 1,78х10 17 Дж тепловой энергии, что примерно эквивалентно количеству тепла, которое можно извлечь в результате сжигания 1 млрд. т условного топлива * !

* ( 1 т условного топлива соответствует 1 т нефти, или 1000 м 3 природного газа, или 1420 кг угля.)

Это количество тепла создается тепловым потоком в 1400 Вт /_{м 2} . Однако вследствие вращения и шарообразной формы Земли в атмосферу проникает менее 25% солнечной энергии, всего около 1000 кДж /_{см 2} в год из общего количества в 4200 кДж /_{см 2} в год. Более того, часть этой энергии, проникающей в атмосферу, отражается облаками и поверхностью Земли. Отношение доли отраженной энергии ко всей поступившей называется альбедо, величину которого для Земли в целом оценивают в 28%. Таким образом, солнечная энергия достигает нижних слоев атмосферы в количестве около 720 кДж /_{см 2} в год.

Здесь эта энергия, в основном (около 96 %) в виде тепла, перераспределяется следующим образом. Четверть солнечной энергии, или 250 кДж /_{см 2} в год, поглощает атмосфера, а на долю земной поверхности приходятся остальные 470 кДж /_{см 2} в год. В соответствии с соотношением площадей суши и моря основная доля этой энергии — в среднем около 334 кДж /_{см 2} в год — достигает поверхности Мирового океана. Однако поглощение энергии происходит неравномерно и зависит от угла падения лучей Солнца. В тропических широтах с почти вертикальным падением солнечных лучей величина поглощаемого солнечного тепла максимальна и достигает 420-500 кДж /_{см 2} в год. В высоких широтах удельное поглощение снижается до 20-40 кДж /_{см 2} в год. Малые углы падения солнечных лучей, высокая отражательная способность снежно-ледовой поверхности, чистота и прозрачность атмосферы являются причинами того, что в Арктике и Антарктике образуются своеобразные «окна», через которые тепло рассеивается в околоземном пространстве. Поэтому в Антарктиде и расположен полюс холода, а термический экватор смещен примерно на 10 к северу относительно географического.

В среднем в полярных областях океан теряет тепловой энергии на 20-40 кДж /_{см 2} в год больше, чем получает от Солнца. Практически область отрицательного баланса начинается с 40-45 южной широты и 50° северной широты. В Тихом океане, к востоку от Японских островов, зафиксирована область максимальной теплоотдачи, превышающая здесь 200 кДж /_{см 2} в год, т. е. двух третей поступающего тепла.

В целом альбедо Мирового океана выше, чем для Земли в среднем, и составляет 49%. Оно изменяется от 80% в полярных областях (лед, снег) до 5-15% в обычном море. Из общего теплового потока в 350 Вт /_{м 2} поверхности океана достигает всего 51%, или 176 Вт /_{м 2} .

В среднем Мировой океан термически уравновешен и отдает все поступающее на его поверхность тепло. Основная часть этого тепла в количестве 88 Вт /_{м 2} расходуется на испарение воды, после чего эта энергия в виде теплоты конденсации поступает в атмосферу. Около 61 Вт /_{м 2} поглощенной энергии возвращается обратно в виде теплового инфракрасного излучения, 14 Вт /_{м 2} расходуется на турбулентный поток тепла в атмосферу и тепловое перемешивание верхних слоев Мирового океана, а остальные 13 Вт /_{м 2} отражаются его поверхностью в атмосферу.

Энергия Солнца — главный, но не единственный источник тепла на планете. Другой, значительно менее интенсивный источник — это глубинное тепло недр Земли, где оно выделяется при распаде радиоактивных элементов. Глубинный тепловой поток оценивают в среднем для планеты в 48 мВт /_{м 2} , что примерно в 3000 раз слабее потока солнечного тепла. Правда, нельзя забывать, что приток глубинного тепла относительно стабилен во времени, в то время как поступление солнечной энергии на поверхность океана подвержено суточным и сезонным колебаниям. Поэтому низкая температура глубинных и придонных вод Мирового океана практически постоянна, а более высокая температура поверхностных вод колеблется в зависимости от сезона и времени суток.

По сравнению с воздухом морская вода обладает значительно более высокой теплоемкостью и поэтому способна аккумулировать значительные запасы тепловой энергии. В Тихом океане их величину оценивают в 1,62х10 22 кДж, в Атлантическом океане — 0,77х10 22 кДж, в Индийском — 0,69х10 22 кДж. Суммарные запасы тепла Мирового океана, таким образом, можно оценить в 3,08х10 22 кДж, что соответствует 25 годам полного поглощения всей поступающей на поверхность океана солнечной энергии без рассеяния в атмосфере и отражения.

Источник

Тепловой баланс моря

Большая советская энциклопедия. — М.: Советская энциклопедия . 1969—1978 .

Смотреть что такое «Тепловой баланс моря» в других словарях:

Тепловой баланс (физич.) — Тепловой баланс, сопоставление прихода и расхода (полезно использованной и потерянной) теплоты в различных тепловых процессах. В технике Т. б. используется для анализа тепловых процессов, осуществляющихся в паровых котлах, печах, тепловых… … Большая советская энциклопедия

Тепловой баланс — I Тепловой баланс сопоставление прихода и расхода (полезно использованной и потерянной) теплоты в различных тепловых процессах (См. Тепловой процесс). В технике Т. б. используется для анализа тепловых процессов, осуществляющихся в паровых … Большая советская энциклопедия

Физика моря — физика океана, раздел геофизики (См. Геофизика), посвященный изучению физических процессов в Мировом океане. Термин «физическая океанография» иногда используется как синоним Ф. м., но в узком смысле означает часть Ф. м., посвященной… … Большая советская энциклопедия

Земля (планета) — Земля (от общеславянского зем пол, низ), третья по порядку от Солнца планета Солнечной системы, астрономический знак Å или, ♀. I. Введение З. занимает пятое место по размеру и массе среди больших планет, но из планет т. н. земной группы, в… … Большая советская энциклопедия

Земля — I Земля (от общеславянского зем пол, низ) третья по порядку от Солнца планета Солнечной системы, астрономический знак ⊕ или, ♀. I. Введение З. занимает пятое место по размеру и массе среди больших планет, но из планет т … Большая советская энциклопедия

Океан (Мировой океан) — Океан, Мировой океан (от греч. Ōkeanós ≈ Океан, великая река, обтекающая Землю). I. Общие сведения ═ О. ≈ непрерывная водная оболочка Земли, окружающая материки и острова и обладающая общностью солевого состава. Составляет большую часть… … Большая советская энциклопедия

Океан — I Океан в древне греческой мифологии один из богов титанов (См. Титаны), обладавший властью над мировым потоком, окружавшим, по представлениям греков, земную твердь; сын Урана и Геи (См. Гея). В борьбе Зевса и др. богов олимпийцев с… … Большая советская энциклопедия

Атлантический океан — (латинское название Маrе Atlanticum, греч. Atlantis обозначало пространство между Гибралтарским проливом и Канарскими островами, весь океан называется Oceanus Occidentalis Западный океан) Физико географический очерк. А. о. второй по… … Большая советская энциклопедия

СССР. Естественные науки — Математика Научные исследования в области математики начали проводиться в России с 18 в., когда членами Петербургской АН стали Л. Эйлер, Д. Бернулли и другие западноевропейские учёные. По замыслу Петра I академики иностранцы… … Большая советская энциклопедия

Атмосфера — I Атмосфера Земли (от греч. atmos пар и sphaira шар), газовая оболочка, окружающая Землю. А. принято считать ту область вокруг Земли, в которой газовая среда вращается вместе с Землёй как единое целое. Масса А. составляет около 5,15 1015… … Большая советская энциклопедия

Источник

Кузнецов пособие

3.3. Уравнение теплового баланса океана

Суммарный энергообмен между океаном и атмосферой осуществляется через границу их раздела. Количественно он выражается уравнением теплового баланса, выражающим закон сохранения энергии применительно к некоторому объему или поверхности воды. Рассмотрим это уравнение для столба воды единичного сечения и высотой от поверхности воды до некоторой глубины h . Условимся считать потоки, входящие в воду — положительными, а уходящие в атмосферу — отрицательными.

На верхнюю границу этого слоя падают потоки прямой I П и рассеянной I Р коротковолновой солнечной радиации, составляющие вместе суммарный поток I лучистой энергии. Часть этого потока AI с учетом альбедо A воды отражается обратно в атмосферу, а оставшаяся доля (1 – A ) I проходит в воду и в конечном итоге трансформируется в тепло, являясь основным источником нагревания воды.

От атмосферы поступает поток G длинноволнового теплового излучения. Если считать воду серым телом с относительной излучательной способностью δ , то часть потока G , равная δ G , поглощается водой, a (1 – δ) G уходит обратно. За счет собственного длинноволнового излучения поверхности океана в атмосферу поступает поток δ U .

В результате испарения океан теряет с потоком влаги W количество тепла LW , или это тепло выделяется на поверхности при конденсации. Здесь L — скрытая теплота парообразования.

Между океаном и атмосферой происходит контактный теплообмен, осуществляющийся посредством турбулентного потока P , который может быть положительным или отрицательным в зависимости от соотношения температур воды и воздуха.

На нижней границе выделенного столба воды осуществляется теплообмен Q Г с глубинными водами или грунтом дна в мелководных морях.

Кроме этих постоянно действующих основных составляющих энергообмена могут иметь существенное значение эпизодические или периодические источники или стоки тепла, как например: выпадение осадков с температурой, отличающейся от температуры поверхности воды; адвективный перенос тепла течениями при неоднородном поле температур в воде; фазовые переходы воды и льда и др. В дальнейшем мы их учитывать не будем.

Алгебраическая сумма составляющих энергообмена определяет изменение во времени общего теплосодержания выделенного объема воды. Суммируя основные составляющие с учетом их знаков, получаем уравнение теплового баланса:

где R эфф = δ( U – G ) — эффективное излучение, c , ρ — теплоемкость и плотность воды, T — средняя по глубине температура столба воды толщиной h , τ — время.

Слагаемые в правой части (3.3.1) будут рассмотрены в пунктах 3.5–3.11, а сейчас кратко рассмотрим глобальный тепловой баланс Мирового океана в целом.

3.4. Тепловой баланс Мирового океана

Тепловое состояние Мирового океана в целом и его деятельного слоя, в частности, за длительные промежутки времени можно считать стационарным. Если пренебречь потоком тепла от дна ( Q Г = 0 ), то уравнение (3.3.1) при ∂ T /∂τ = 0 принимает вид:

Левая часть этого уравнения характеризует приход тепла за счет поглощения лучистой энергии Солнца. Полная трансформация этого потока в тепло происходит, в зависимости от прозрачности воды, в слоях от десятка до нескольких десятков метров. Слагаемые в правой части описывают расход тепла с поверхности океана (строго говоря, эффективное излучение, испарение и контактный теплообмен происходят не на поверхности океана, а сосредоточены в очень тонком, порядка микрометров, слое вблизи поверхности).

По оценкам Альбрехта, поглощенная водой суммарная лучистая энергия Солнца в среднем для Мирового океана составляет 143 Вт/м 2 . Если принять это значение за 100%, то расход ее отдельными слагаемыми в правой части (3.4.2) будет выражаться следующими оценками: R эфф = 42% ; LW = 51% ; P = 7% . Для отдельных океанов и морей, а также сезонов года эти соотношения могут быть иными.

Неравномерное поступление лучистой энергии по широтам приводит к соответствующим изменениям среднегодовых значений основных составляющих теплового баланса. Наибольшую изменчивость обнаруживают потоки поглощенной водой суммарной лучистой энергии и теплообмена при испарении, а наименьшую — эффективное излучение и турбулентный теплообмен с атмосферой. Достигающая поверхности океана суммарная радиация имеет минимум на экваторе и максимумы в тропиках. При переходе к умеренным широтам наблюдается монотонное уменьшение суммарного потока, постепенно замедляющееся в области высоких широт. Такой характер изменения обусловлен, главным образом, высотой Солнца и распределением облачности. Радиационный баланс, в основном, следует за изменениями в суммарной радиации, но в более сглаженном виде. Существенно уменьшается различие между экваториальными и тропическими областями, несколько меньше скорость изменения в умеренных широтах, а в высоких широтах Арктики и Антарктики радиационный баланс может принимать небольшие отрицательные значения.

Распределение затрат тепла на испарение является как бы зеркальным отражением радиационного баланса, но с более глубоким минимумом расхода тепла в экваториальной области и резкими максимумами в тропиках, что обусловлено, главным образом, характером ветрового режима атмосферы в этих широтах.

Суммарный эффект основных составляющих на каждой широте оказывается несбалансированным: он положителен в экваториально-тропических зонах и становится отрицательным при переходе к умеренным широтам. Дефицит тепла в умеренных и высоких широтах восполняется переносом в эти области теплых экваториально-тропических вод. Указанные закономерности в распределении основных составляющих теплового баланса наглядно иллюстрирует рис. 3.4.1.

Отметим попутно, что некоторая асимметрия кривых на этом рисунке относительно экватора и более сложная форма их в северном полушарии обусловлены различиями в распределении воды и суши в северном и южном полушариях.

3.5. Поток солнечной радиации при отсутствии атмосферы

При среднем расстоянии Земли от Солнца величина потока лучистой энергии на уровне земной поверхности при отсутствии атмосферы, которую называют солнечной постоянной , равна S 0 = 1354 Вт/м 2 . В литературе имеются и другие значения S 0 . Колебания S 0 могут быть связаны с солнечной активностью, однако окончательного решения этого вопроса пока нет. Величина фактического потока прямой солнечной радиации через перпендикулярную к лучам площадку связана с величиной солнечной постоянной простым соотношением:

где R ср и R τ — среднее и действительное расстояние Земли от Солнца в данный момент времени.

Относительные колебания I ┴ , обусловленные изменением R τ невелики и составляют ±3,5%. Летом R ср R τ и фактические величины потоков меньше солнечной постоянной, зимой — имеет место обратное соотношение.

Во всех практических задачах нас интересуют величины потоков лучистой энергии на горизонтальную поверхность I Г , которые всегда будут меньше I ┴ ,. Связь между I Г и I ┴ при зенитном угле Θ Солнца или его высоте h 0 легко устанавливается и имеет вид:

Если Θ > π/2 (Солнце за горизонтом), то I Г = 0 .

3.6. Ослабление лучистой энергии в атмосфере

Общее ослабление лучистой энергии в атмосфере обуславливается процессами поглощения и рассеяния. Основными поглощающими компонентами являются: водяной пар, углекислый газ, озон и различные аэрозоли. Кислород и азот, составляющие около 99% массы атмосферы, не играют существенной роли в поглощении лучистой энергии. Рассеяние лучистой энергии определяется, главным образом, флуктуациями плотности (молекулярное рассеяние) и аэрозолями.

Водяной пар имеет ряд слабых полос поглощения в видимой и ряд интенсивных в инфракрасной областях спектра. Для безоблачной атмосферы поглощение коротковолнового излучения сравнительно невелико, составляя величины порядка нескольких процентов от величины солнечной постоянной.

Поглощение лучистой энергии озоном обуславливает практически обрыв спектра для длин волн меньше 0,3 мкм, а также ряд слабых полос поглощения в видимой области, влияние которых невелико.

Поглощение углекислым газом коротковолновой радиации также мало, и в большинстве практических задач его можно не учитывать.

Аэрозольное поглощение определяется природой и составом аэрозолей, их распределением по размерам и общим содержанием. Полное количественное описание аэрозольного поглощения лучистой энергии в атмосфере пока еще не получено.

В сухой и чистой атмосфере (идеальная атмосфера) процессы рассеяния достаточно полно исследованы теоретически. Определяющим здесь является молекулярное рассеяние, при котором индикатрисса рассеяния имеет симметричную форму, а коэффициент рассеяния обратно пропорционален длине волны в четвертой степени, т. е.

В реальной атмосфере при наличии даже небольшого количества крупных частиц преобладает аэрозольное рассеяние. Для крупных частиц индикатрисса имеет несимметричную, вытянутую по направлению распространения луча форму, и коэффициент рассеяния обратно пропорционален длине волны со средним показателем, равным 1,3. Для расчетов аэрозольного ослабления за счет рассеяния, также как и при поглощении, необходимо иметь сведения о природе, количестве, размерах и распределении аэрозолей по крупности. Путь чисто теоретического расчета здесь также невозможен, поэтому используются различные полуэмпирические методы.

Пренебрегая в правой части (2.3.3) вторым и третьим слагаемыми, общее ослабление потока прямой солнечной радиации с длиной волны λ на пути dx за счет поглощения и рассеяния можно записать в виде:

Проинтегрируем это выражение

где I 0,λ — монохроматический поток солнечной радиации за пределами атмосферы, a λ — суммарный коэффициент ослабления.

Прямое применение (3.6.3) для практических расчетов затруднено сложной зависимостью суммарного коэффициента ослабления от длины волны.

называемую оптической массой атмосферы для излучения с длиной волны λ при зенитном угле Θ Солнца. Напишем аналогичное выражение для оптической массы в направлении вертикали ( Θ = 0 ) и составим соотношение:

Замечательным свойством этого отношения является его независимость от длины волны в пределах спектра коротковолновой солнечной радиации. Функция b (Θ) или m (Θ) называются функцией Бемпорад, или массой атмосферы. Величины b или m показывают, во сколько раз путь луча в данном направлении x больше пути по вертикали.

С использованием понятия массы атмосферы (3.6.3) примет вид:

Введем далее величину P λ = ехр(- T λ (0)) , характеризующую ослабление потока лучистой энергии в вертикальном направлении и называемую коэффициентом прозрачности атмосферы . Тогда вместо (3.6.6) получим:

Интегрируя по всем длинам волн и вводя интегральный коэффициент прозрачности P m m , получим:

Для зенитных углов меньше 65°, как показывают достаточно сложные расчеты,

Это соотношение является точным для плоской атмосферы без учета рефракции, однако его точность оказывается достаточной для актинометрических расчетов в большинстве случаев. Если учесть кривизну атмосферы, то вместо (3.6.9) для зенитных углов меньше 80° получим:

где H — высота однородной атмосферы, R З — радиус Земли.

Как следует из (3.6.8)

Отсюда следует, что величина P m может быть легко рассчитана, если измерить поток прямой солнечной радиации I , рассчитать I ┴ по формуле (3.5.1) и массу атмосферы по (3.6.9) или (3.6.10).

3.7. Спектральный состав суммарной радиации

Поток суммарной солнечной радиации представляет собой сумму потока прямой солнечной радиации, поступающего от диска Солнца, и потока рассеянной небосводом солнечной радиации.

Спектральное распределение энергии в условиях идеальной атмосферы представлено на рис. 3.7.1, из которого видно, что максимум энергии за пределами атмосферы приходится на длину волны около 0,49 мкм. С уменьшением высоты Солнца максимум становится более размытым и сдвигается в область больших длин волн. При высоте Солнца 90° на долю инфракрасной радиации приходится 48,8% общего потока, а при высоте 10° эта доля возрастает до 65,5%. С увеличением высоты Солнца существенно возрастает и доля ультрафиолетовой радиации.

Для реальной атмосферы распределение энергии рассеянной радиации существенно зависит от длины волны, облачности и содержания в атмосфере различных примесей. Для безоблачного неба в реальной атмосфере при увеличении размера рассеивающих частиц происходит общее увеличение потока рассеянной радиации и максимум ее смещается в сторону длинных волн.

Как показали экспериментальные исследования, при безоблачном небе спектральный состав суммарной радиации более устойчив и практически не зависит от высоты Солнца. Главный максимум в спектре суммарной радиации приходится на область длин волн от 0,48 мкм до 0,50 мкм. Для частично облачного неба спектральный состав суммарной радиации также не зависит от высоты Солнца (для высот больше 10–15°). Это объясняется тем, что с уменьшением высоты Солнца уменьшается доля прямого солнечного излучения и возрастает доля рассеянного. Увеличение поглощения сине-фиолетовой части спектра прямой солнечной радиации при малых высотах Солнца компенсируется увеличением рассеянной радиации в этом же участке спектра, так что спектральный состав суммарной радиации практически остается постоянным при высотах больше 10–15°.

Поток суммарной солнечной радиации легко измеряется с помощью пиранометра. При необходимости его расчета, как правило, используются те или иные эмпирические формулы.

3.8. Альбедо водной поверхности

3.8.1. Интегральное альбедо водной поверхности

Достигающие водной поверхности потоки прямой и рассеянной солнечной радиации частично отражаются обратно в атмосферу, а остальная доля их проходит в воду, где также испытывает поглощение и рассеяние. Некоторая часть рассеянной водой радиации выходит через поверхность обратно в атмосферу и составляет поток так называемой обратно рассеянной радиации. По своему спектральному составу потоки отраженной и обратно рассеянной радиации хотя и отличаются от падающих потоков, но являются также коротковолновыми. Величина спектрального альбедо определяется как отношение монохроматических потоков определенной длины волны отраженной и обратно рассеянной радиации к полному падающему потоку той же длины волны. Интегральное альбедо определяется аналогично, только вместо монохроматических берутся интегральные по всему спектру потоки коротковолновой радиации. Исходя из такого определения, можно записать:

где I ‘ П , I ‘ Р , I » П , I » Р — отраженные и обратно рассеянные водой потоки прямой I П и рассеянной I Р радиации. Именно эта величина и определяется по измерениям с применением пиранометров.

Если ввести величины интегрального альбедо поверхности: для прямой солнечной A П , рассеянной A Р и обратно рассеянной A В радиации по соотношениям:

то (3.8.1) запишется в виде

Это выражение дает полную количественную зависимость суммарного альбедо водной поверхности A от определяющих его факторов: величин альбедо для прямой, рассеянной и обратно рассеянной радиации и соотношения потоков прямой солнечной и рассеянной лучистой энергии. Закономерности изменения величины альбедо для суммарной радиации определяются высотой Солнца, состоянием облачности, состоянием поверхности и прозрачностью воды. Наиболее просты эти закономерности для гладкой поверхности при безоблачном небе.

3.8.2. Альбедо гладкой поверхности

При гладкой водной поверхности величина альбедо для прямой солнечной радиации в зависимости от высоты Солнца достаточно надежно может быть рассчитана по формулам Френеля:

где α — угол падения, β — угол преломления и n — показатель преломления воды.

Результаты таких расчетов показывают монотонное уменьшение величины альбедо при возрастании высоты Солнца с наиболее резким спадом в области малых высот. Для высот Солнца больше 30° количественные изменения в величинах альбедо сравнительно невелики.

Альбедо для рассеянной радиации существенно зависит от распределения ее интенсивности по небосводу. Для изотропной рассеянной радиации теоретические расчеты дают величину альбедо 5,6–6%.

3.8.3. Альбедо взволнованной поверхности

В реальных условиях поверхность водных объектов в той или иной мере взволнована. При теоретических расчетах влияния волнения на величины альбедо необходимо предварительно задавать либо профиль волны, либо статистические параметры волнения. При заданном профиле можно в каждой точке его рассчитать величины альбедо для прямой радиации по формулам Френеля, а при известном или заданном распределении интенсивности рассеянной радиации и величины альбедо для рассеянной радиации. После этого для получения средних величин альбедо взволнованной поверхности достаточно проинтегрировать полученные распределения по профилю волны и разделить на ее длину. Такие расчеты для некоторых идеализированных профилей волны (синусоида, трохоида, циклоида) проводились многими авторами.

Обобщением этих исследований является вывод о том, что при безоблачном небе альбедо взволнованной поверхности для прямой радиации при малых высотах Солнца меньше, а начиная с высот 30–40° — больше, чем альбедо гладкой поверхности. Для рассеянной радиации волнение несколько уменьшает величину альбедо при всех высотах Солнца. Количественные величины поправок в значениях альбедо на волнение, естественно, определяются схематизацией профиля волны или статистической функцией распределения элементов волн, которые используются при расчетах.

3.8.4. Альбедо для суммарной радиации

Высота Солнца является определяющим фактором изменения альбедо для суммарной радиации, а влияние других факторов имеет характер поправок при фиксированных высотах Солнца.

Для расчета хода во времени проникающих в воду потоков суммарной радиации желательно иметь достаточно простое аналитическое выражение для альбедо водной поверхности в зависимости от основного фактора — высоты Солнца. Анализ показывает, что при безоблачном небе и средних условиях волнения до 3–4 баллов такую зависимость можно записать в виде:

Выражение (3.8.5) было обобщено на случай произвольных условий облачности, так что

где n — облачность в баллах.

3.9. Эффективное излучение водной поверхности

Эффективное излучение водной поверхности характеризует собственное излучение поверхности океана за вычетом поглощенной части противоизлучения атмосферы и определяется выражением:

где U = δ T S 4 — энергетическая яркость абсолютно черного тела, имеющего температуру поверхности океана T S , δ = 5,67·10 -8 Вт·м -2 ·К -4 — постоянная Стефана–Больцмана, δ — относительная излучательная способность поверхности океана.

Имеющиеся данные дают значение G в интервале от 0,9 до 0,99. Такой разброс данных объясняется различием в методах измерений, состоянием поверхности и зависимостью G от длины волны. Для диапазона 8–14 мкм и малых зенитных углов принимают G = 0,95–0,97 .

Таким образом, поверхность океана излучает как серое тело, очень близкое по своим свойствам к абсолютно черному.

В отличие от океана, атмосфера серым телом не является, поэтому теоретический расчет G представляет значительные трудности.

Для иллюстрации на рис. 3.9.1 представлены экспериментальные кривые спектральной энергетической яркости ясного ночного неба по измерениям на уровне моря при окружающей температуре 27°С. Распределение энергетической яркости по спектру зависит от температуры воздуха, содержания в атмосфере паров воды и озона и от угла визирования относительно горизонта. При угле визирования 0° энергетическая яркость такая же, как у черного тела с температурой окружающего воздуха. При увеличении угла визирования энергетическая яркость для данной длины волны уменьшается. Максимумы кривых, изображенных на рис. 3.9.1, соответствуют центрам полос поглощения водяного пара (6,3 мкм), озона (9,6 мкм) и углекислого газа (15 мкм).

Кривые на рис. 3.9.1 показывают, что в областях до 7 мкм и свыше 15 мкм распределение энергетической яркости излучения атмосферы по спектру достаточно хорошо описывается формулой Планка для ЧТ. Близ центров полос поглощения атмосфера практически непрозрачна для ИК-излучения, поэтому наблюдатель регистрирует излучение от ближайших слоев атмосферы, имеющих температуру окружающего воздуха. По мере удаления от центров полос поглощения энергетическая яркость падает, т. к. уменьшается коэффициент излучения более далеких и более холодных слоев атмосферы.

Как показывают экспериментальные исследования (см. рис. 3.9.2) небо, затянутое сплошными низкими облаками, излучает как ЧТ с температурой, равной температуре окружающего воздуха с точностью до нескольких градусов. В областях сильных полос поглощения (6 и 15 мкм) регистрируется излучение окружающего воздуха, соответствующее излучению ЧТ с температурой 10°С. В спектральном окне прозрачности атмосферы от 8 до 13 мкм регистрируется излучение от облаков (263 К), которое несущественно меняется, проходя через атмосферу.

Основой теоретических методов расчета эффективного излучения естественных подстилающих поверхностей является общее уравнение переноса (2.3.3). Даже при существенных упрощениях его решение крайне громоздко и поэтому, как правило, используются численные методы решения на ЭВМ.

На практике поэтому обычно используются эмпирические формулы. Как следует из вышеизложенного, основная трудность заключается в расчете G . Как правило, для безоблачного неба используется следующая функциональная зависимость:

где T a — температура воздуха на стандартной высоте (для морских условий 10 м), f ( e ) — функция, отражающая влияние влажности воздуха ( e — парциальное давление водяного пара).

Различными авторами предложено большое количество зависимостей f ( e ) . Приведем для примера формулу Брента, которая была предложена одной из первых, но до сих пор используется в практических расчетах:

где a и b — константы, зависящие от координат точки наблюдения.

Влияние облачности учитывают, как правило, следующим образом:

В простейшем случае:

где c — эмпирическая константа, n — облачность в баллах.

Источник