1

تعاليبسمه

فضا - مقاله آموزشي ازمركزمديريت بين الملي علوم هوا

)ناسا(

تابش خورشيد و سيستم زمين: موضوع

اداره كل هواشناسي استان چهار محال و بختياري

1385 تابستان

سياوش ساماني : ترجمه و تهيه

با فيزيك زمين و علوم فضايي تابش خورشيد در رابطه ارايه :سرفصل 2

:مقدمه

با انجام . هر كسي مي داند انرژي خورشيدي كه به زمين مي رسد سيستم فيزيكي وبيولوژيكي زمين را به حركت در مي آورد

قادرند انديشه هاي يكسان و كامل تري از چرخش انشجوياندشيد آزمايشات و محاسبات روي تابش خور,اندازه گيري ها

بامطالعه جزييات درخشندگي خورشيد كه به زمين و فضا مي رسد موجب درك بهتر . فيزيكي سيستم زمين را بدست آورند . دانشجويان فيزيك از موضوعات زير مي شود

تابش خورشيد.

طيف الكترو مغناطيسي.

رياضي در رابطه با محاسبات تابش خورشيدمفاهيم كاربرد .

تغييرات آب و هوايي در رابطه با عرض جغرافيايي .

تغييرات فصلي آب و هوا .

تبادل انرژي كره اي .

تغييرات روزانه تابش خورشيد.

تغييرات درخشندگي ناشي از حركات خورشيد.

اثرات تغييرات درخشندگي خورشيد روي سيستم زمين .

اين مقاله كوتاه آموزشي به عنوان يك منبع و مرجع اطالعاتي در مطالعات تابش خورشيد بوده تا دانشجوياني كه در اين 3

پژوهش هاي دانشجويي در آخر اين مقاله قابل دسترسي لينك هاي ,زمينه به تحقيق مي پردازند مورد استفاده قرار دهند .بايست سه موضوع اساسي مورد تفهيم قرار گيرد قبل از شروع جزئيات پژوهش در باره ي تابش خورشيد مي. است

آن بعنوان كه در گذشته ازار انرژي امواج الكترو مغناطيسي رسيده به واحد سطح در واحد زماند عبارت است از مق-تابندگي .

.نام برده مي شد) flux(شار

دانشمندان انرژي امواج الكترو مغناطيسي را در روي يك سطح قائم به راستاي ) بوسيله ماهواره ( هنگام اندازه گيري تابندگي .گيرند اندازه مي) نه در روي سطح خورشيد( تابش ورودي در خارج از جو زمين

مشكلي كه . بسيار مهم و با ارزش است و مدل هاي اقليمده در تعادل تابشي كره اي در مطالعات انجام شثابت خورشيدي .

قادرند بدرستي در حاليست كه ماهواره ها اين , دانشمندان هنگام مطاله ي بودجه ي تابشي اقليم و زمين با آن روبرو مي شوند

يق سطح دريافت كننده تابش بسيار دشوار است را محاسبه نمايند وليكن تعيين دقخورشيدي خورشيد و ثابت تابندگي

وجود داشت كه سعي ميكنيم اثرآن ها را درشدت تابش دريافت مي شد چهار مشكل عمدهموقعيكه ثابت خورشيدي اندازه گيري .

.شده در سطح دريافتي و يا در سطح زمين بيان كنيم

سطح زمين اول اينكه محاسبات در خارج از جو انجام گرفته و نه در.

. اينكه فرض شده كه سطح دريافت كننده تابش عمود بر راستاي پرتو هاي تابش است دوم.

فرض سوم درمحاسبات اين بود كه سطح دريافت كننده تابش درحد متوسط فاصله زمين وخورشيد قرار دارد .

.فرض چهارم محاسبات اين است كه ميزان انتشار تابش خورشيد مقداري ثابت است .

درصد70از ه پوشش ابر و ذرات جوتالشي كه براي انجام محاسبات در خارج از جو صورت گرفت يك مشكل اساسي بود زيراك 4 بايست اي انجام ميداند مي بودجه انرژي كره تهيه يك مدل ي در تالشي كه دانشمندان برا. تابش ورودي را مانع مي شد

.اعمال مي كردند دريافت شده در سطح تخمين هايي را براي محاسبه انرژي واقعي

يك مسئله است زيرا كه اين اين خود وبندرت رخ ميدهدي تابشي سطح دريافت كننده تابش بر پرتوهابعالوه عمود بودن و به علت چرخش زمين و تمايل محور زمين نسبت به پرتو هاي خورشيدي وضعيت حتي در عرض هاي جغرافيايي حاره اي

همه ي اين فاكتور ها زاويه سطح دريافت كننده تابش را تغيير ميدهند . مرتبط است ش در فصول و عرض جغرافياييتغييرات تاب

. موجب تغيير انرژي رسيده به سطح مي شوند در نهايتكه

مختلف زيرا كه مقادير تابش خورشيد با دوره هاي.ثابت در نظر گرفتن تابش منتشره از خورشيد نيز خود يك مسئله است

ماهواره هاي ناسا تابش ورودي را اندازه گيري كرده اند و ميزان تغييرات تابندگي خورشيد را . ميشودنوسانفعاليت خورشيد دچار

. قابل دسترسي استGoddard Space Flight Centerاين داده ها در اينترنت در سايت . ثبت كرده اند1978از سال

: خورشيد طيف الكترو مغناطيس تابش

قادرند درميدان هاي مغناطيسي كه در نتيجه ميدان امواج الكترومغناطيس شامل آن دسته از فركانس ها و امواجي است كه .طيف الكترو مغناطيسي از فركانس ها و امواج با سطوح مختلف انرژ ي تشكيل شده اند. الكتريكي ايجاد مي شوند حركت كنند

كه در صورت اندازه گيري دماي جسمي ميتوان از قانون . ن جسم مرتبط استآ يك جسم با دماي ماكزيمم طول موج تابشي از .)در نجوم اين اجسام جامد سيارات وستارگان هستند.(جابجايي واين استفاده نمود

T max/2897 = : قانون جابجايي واين

Lmax= ماكزيمم طول موج انرژي برحسب ميكرومتر

T = بر حسب كلويندماي جسم تابنده انرژي

تابندگي يا . اكزيمم طول موج تابشي با عكس دماي جسم تابنده انرژي متناسب استاين فرمول نشان ميدهد كه م 5

محاسبه , مشخص باشدتابش خروجي اجسام را مي توان با قانون استفان بولتزمن در صورتيكه دماي جسم تابنده . نمود

= T4 Q Eقانون استفان بولتزمن

E= تابندگي سطح اجسام

اجسامتابش نسبي=

Q = ظريب ثابت استفان بولتزمن )W/m2K4 5.67x10-8 (

T = اجسام برحسب كلويندماي

ين كه دامنه ي آن ب. انرژي را گويند و انتشار جذب و بازتاب چگونكي اجسام در سطح توانايي : تابش نسبي.

صيقلي و اجسامو براي . است1سياه مانند زغال نزديك به عدد بسياري از اجسام كه براي. باشد مي 1 تا 0

اجسام . استفان بولتزمن فقط براي اجسام سياه كاربرد داردقانون جابجايي واين و. است0 تابش نسبي نزديك براق

مين دليل خورشيد و زمين نمي توانند كامال ه به .ب و منتشر نمايندسياه قادرند تمام طول موج ها ي تابشي را جذ كه خورشيد نجاييآ از .دهد مي بدست مقادير را اين از تنها تقريبي قوانين تفاده از ايناس. جسم سياه باشند يك

بيشترين .برخوردار است هاي خورشيد از اهميت ويژه اي لالعه بر روي زمان سيكطيك جسم سياه واقعي نيست م

كه بخشي از طيف خورشيدX و پرتو هاي UVپرتوهاي |تغييرات تابش خورشيد در زمان سيكل هاي خورشيد روي

براي مقايسه تابندگي خورشيد با تابندگي جسم سياه به آدرس اينترنتي . بسياراهميت دارد ,مي باشند رخ مي د هد . زير مراجعه كنيد

)Solar spectrum/black body graph

shttp://bigmac.civil.mtu.edu/public_html/classes/ce459/lectures/lecture3.html

Greg Stickler: نويسنده

lkyle@eosdata.gsfc.nasa.gov Goddard Scientist: Lee Kyle

6

:ورود تابش خورشيد به سيتم زمين

ي اثرات تابش خورشيد روي سيستم زمين ضروري است كه مقدار انرژي رسيده به جو و سطح زمين را تعيين براي مطالعه

با استفاده از جو زمين ي خارجقله ي در از روي مقدار انرژي دريافت شده خورشيد را مي توانتابندگي سطح گفتيم كه .كنيمميانگين ميزان انرژي دريافت شده در روي واحد سطح عمود بر پرتو هاي ورودي در . محاسبه نمودفاصله قانون عكس مجذور

. گويندثابت خورشيديقله ي خارجي جو را

مقادير اندازه گيري هايتفهيمو فاصله به اين محاسبات ميتواند دانشجويان را به درك بهتر قانون عكس مجذور توجه (

.) هدايت كندميانگين ساالنه ماهواره هاي ناسا

:تابش موثر خورشيد در قله ي خارجي جو زمين

قرار استفاده مورد ,دهد ه از منبع تابش رخ مي افزايش فاصل ورودي كه بدليل در كاهش تابش فاصله قانون عكس مجذور

. مي گيرد

)4/()4( 22 XrXREI ππ= Iverse Square Law:

I = خارج از جودرتابندگي سطح

E= خورشيد(تابندگي سطح جسم(

24 XRπ =مساحت سطح جسم

24 Xrπ= مساحت سطح در خارج از جو

.ه ي ثابت خورشيد از معادله ي زير استفاده شده استببراي محاس 7

2}/)({)( rSUNRXSUNESO =

SO = ثابت خورشيد

E= تابندگي سطح خورشيد

kmR 51096.6 شعاع خورشيد=×

kmr 8105.1 متوسط فاصله زمين و خورشيد =×

ZSI تابش موثر در روي سطح :يآفتاب گير cos=

I = آفتاب گيري

2/1000 آفتابگيري سطح در هواي صاف عمود بر پرتو هاي ورودي mwS در واقع اين مقادير با تغييرات جوي دچار ≈

.شوند تغييرات بزرگي مي

Z = زاويه ي ) آسماني بين نقطه ي باالي سر با موقعيت خورشيد درزاويه سمت الراس زاويه ( زاويه سمت الراس

.است مرتبطسمت الراس با عرض جغرافيايي و زاويه ميل خورشيد و طول روز

)coscoscossin(sincos 1 HZ σσ ϕϕ += −

ϕ= عرض جغرافيايي

H = 15)12()زاويه تابش در طول روز(=زاويه ساعتي −× timeο

8 Time =از روي زمان خورشيد بر اساس ساعات روزانه از نيمه شب تعيين ميشود.

σ= زاويه ميل خورشيد

زاويه ميل خورشيد در نيمكره شمالي

ο022.21. اعتدال بهاري مارس =σ

ο5.2322.21 . انقالب تابستاني ژوئن +=σ

ο022.21. اعتدال پاييزي سپتامبر =σ ο5.2322.21انقالب زمستاني دسامبر −=σ

تشريح عكس مجذور فاصله

درخشندگي خورشيد در سياره نپتون ؟.درخشندگي خورشيد از سياره ي مريخ در مقايسه با زمين چقدر است

, در موقعيكه روي مشتري باشد1 قدرت كشش جاذبه ي خورشيد بر روي فضا پيماي ويجر ؟ شودچقدرتضعيف مي

چقدر است ؟ كشش جاذبه اي خورشيد روي نزديكترين ستاره چقدر است؟

در واقع توانسته ايم به همه ي اين سواالت توسط روابط رياضي شناخته شده و قانون عكس مجذور فاصله پاسخ در اين روش با انجام تقسيم ساده مسائل كاربردي موقعيت هاي گوناگون و جالبي از ديگر پديده ها و تاثير .دهيم

محاسبه , انجام گرفته فضا مخاطره اميز فضا پيما ها به عمق كه بوسيله ي سفر هاي را يكديگر روي سيارات بگونه اي است كه فاصله ي دو شيء را با شيء سومي له نحوه ي استفاده از معاد, در تعميم كلي روابط . كرده ايم

.دومي فضا پيماست و سومي خورشيد است, بطور مثال يكي از آن اجسام زمين است . مقايسه مي كنند

كه به دليل تغيير آهنگ خورشيد در برخي از مواقع از . رسد در هرلحظه مقدار معيني از تابش خورشيد به زمين مي 9 مقدار ثابت و , قرار گرفته كه اين مقدار تابش لكه هاي خورشيد خورشيد تحت فعاليت ون داد بر سال انرژي

كه در غير اينصورت زندگي , اگرچه روي هم رفته خورشيد بطور قابل مالحظه اي وضعيت ثابتي دارد .مطلقي نيست واحد ثابت خورشيدي ) 1(مين به اندازه ي يكتوضيح ميدهيم كه ميزان انرژي رسيده به ز. روي زمين غير ممكن بود

كه براي ) مايل92, 955, 807/ 25( كيلومتراست 149 ,597, 870 / 66متوسط فاصله خورشيد تا زمين . است

واحد نجومي AU=1 بنابراين زمين به اندازه ي يك. مي نامندواحد نجوميسادگي در نجوم آن را يك

( توان به ساده ترين شكل ادير محاسبات رياضي را بسيار آسان مي كند رابطه را مي اين مق.ازخورشيد فاصله دارد. بر روي مجذور فاطله بيان نمود1 يعني dاولين مثال از تابش. بيان نمود) فاصله ي زمين تا خورشيد مي باشد

2/1كه d 1در فاصله : در يافت مي كند واحد تابش 1زمين به اندازه ي AU= خورشيد شروع مي كنيم

چه ميزان تابش خورشيد به يك فضا پيمايي ;علي رقم عواملي كه بر روي درخشندگي يك ظهر آفتابي تاثير ميگذارند

ت كه فكر كنيد با دوبرابر شدن رسد؟ ابتدا ممكن اس خورشيد قرار گرفته است مي كه در فاصله اي با دوبرابر زمين تا

واحد نجومي 2فاصله ي يك فضا پيما از خورشيد مي تواند بيش از . ميزان تابش دريافتي نصف آن باشد,فاصله

بنابراين فضا پيما فقط يك چهارم تابش خورشيد در فضا را ,باشد اگركه فضا پيما را به شكل توپ فرض كنيم

254/12/1/1% دريافت 22 ===d2 مي كند با توجه به رابطه=d يعني يك چهارم ميزان تابش دريافتي در. خورشيد يك فضاي كروي را روشن مي كندبخاطر اين است كه تابش. حالتي كه فضا پيما در نزديك زمين باشد

. افزايش مي يابد دوم هم با توان روشنايي است كه سطح كرهافزايش يابد بديهي خورشيد از هرچه كه فاصله

. با توجه به رابطه ي ارايه شده با افزايش فاصله مساحت نيز گسترده مي شود

واحد نجومي است بنا بر اين 5/1فاصله ي مريخ از خورشيد . اكنون اجازه دهيد كه يك مثال واقعي داشته باشيم

%445.1/1/1 22 ==d

2/5فاصله ي مشتري از خورشيد . لذا ميزان تابش خورشيد رسيده به مريخ كمتر از نصف تابش دريافتي زمين مي باشد

7.32.5/1/1%واحد نجومي است در نتيجه 22 ==d واحد نجومي30و نپتون با فاصله )AU ( .همانند سپيده دم صبحگاه و شامگاه زمين استروشنايي ظهر نپتون . درصد از تابش را دريافت مي كنند1/0

اگر كه به خورشيد نزديك مي شديم چه اتفاقي رخ خواهد مي داد؟ يك برداشت عمومي اين است كه خورشيد 10 فاصله مريخ از . وليكن قانون عكس مجذور فاصله ميگويد كه چه ميزان درخشان تر خواهد شد درخشان تر خواهد شد

67.66615.0/1387.0/1%د نجومي است پس واح387/0خورشيد 2 بنا بر اين مريخ هفت بار ==ما قادريم با اين روش هر مكاني را در جهان قياس كنيم فاصله ي سيارات از خورشيد . درخشان تر از زمين است

.به شرح زير است) AU(برحسب واحد فاصله ي نجومي

Planet Dist. (in AUs) Mercury 0.387 Venus 0.723

Earth 1.000

Mars 1.523

Jupiter 5.202

Saturn 9.538

Uranus 19.181

Neptune 30.057

Pluto (min.)* 29.69

Pluto (avg.) 39.44

Pluto (max.) 49.19

a Cen** 272,000

. انتقال داده است) بوده1999در جايي كه در مارس ( آن را دورتراز نپتون ,گريزازمركزمدار پلوتون نيروي

. سال نوري فاصله دارد3/4ستاره ي آلفا قنطروس نزديكترين ستاره به خورشيد در حدود

)63,240AU/Light year ( ما به روش هاي. مشاهده نمي شود يكاامر كه به غير از هاوايي درهيچيك ازاياالت

بطور تصادفي انتخاب وليكن اين روش ها در واقع با ديگر روش ها يي كه.مختلفي نور خورشيد را تحليل نموديم

ميدان هاي مغناطيس ويا جاذبه اي را , xنموديم نتايج يكساني از گرماي تابش و اشعه فرابنفش و يا اشعه ي لذا جاذبه اي را كه خورشيد بر روي زمين اعمال مي كند را قادريم با جاذيه ي خورشيد روي . بدست آوريمتوانستيم

.مريخ و پلوتون و سفينه يا ستاره ها را نيز مقايسه كنيم

:واژه ي گراويتي 11

اما هر زماني كه . هر كدام از ما با گراويتي آشنايي داريم كه يك مفهوم ساده ي آن نيروي كششي رو به پايين است مخصوصا فضا پيما هاي سرنشين دار و شاتل . فضا صحبت مي كنيم مفهوم آن نسبتا گيج كننده مي شود درباره ي ما

. تردد مي كنند هاي فضايي هاي فضايي كه در مسير ايستگاه

اين بخش است كه اتگراويتي يكي از مهمترين موضوع . بطور نسبي در نظر گرفته ميشود جاذبه اي اغلب كشش

پراهميت ترين موضوع درفضا جاذبه يا نيروي كششي كه بين اجرام اعمال مي شود . توضيح مي دهيم در باره ي آن

وارد بر روي اجرام ديگر نيرو ي جاذبه , هر جسمي كه داراي جرم باشد. و فاصله بستگي دارد جرم كه به. مي باشد

, بيان شد جاذبه اولين بار توسط اسحاق نيوتن. اذبه ي قوي تري را وارد مي كنند ج نيروي بزرگتر اجرام. مي كندچنين نيرويي باعث مي شود تا سيب ها از درخت روي زمين سقوط كنند : او دريافت كه ) ولي كاشف آن نبود(

ث نگه داشتن ماه در مدار زمين و سيارات همين نيرو باع.) در يك افسانه قديمي نيز به نيروي جاذبه اشاره شده است. (

ولي هرگز صفر . همچنين دريافت كه با افزايش فاصله نيروي جاذبه كاهش مي يابد او. مدار خورشيد است در

بنابراين اين . به عبارت ديگر هر جسم در جهان روي ساير اجرام موجود در جهان نيروي جاذبه وارد مي كند. نمي شود

در واقع نيروي كشش . گذارد مطرح مي شود كه جاذبه ي زمين روي يك فضا پيما در مدار زمين چگونه اثر ميسوال

,صندلي كه نشسته ايد را روي شما كه نيرويي عمل مي كند روي يك سفينه درست همانند زمين جاذبه اي

براحتي در هوا به دليل كم بودن جرم او قادر استنيروي گراويتي يك فضا نورد صفر نمي باشد وليكن . دارد نگه مي

0نيوتن دريافت كه اثرات جاذبه روي اجرامي كه جرم كمتري دارند ممكن است موجب سقوط آنها شود. معلق شود

هر گاه شما يك توپ بيسبال را در خارج . مانند سقوط سيب از روي درخت به زمين و قرار گرفتن ماه در اطراف زمين

تا ابد به حركت خود ادامه ,يدان جاذبهاي در راستاي افق پرتاب نماييد تا زماني كه نيروي خارجي بر آن اثر نكند از م

از ديگر. كه در اثر مقاومت هوا و تاثير سطح ايجاد مي شود. نيروهاي خارجي اصطكاك است يكي از اين . خواهد داد

مي شوند كنند و موجب اجرام در ميدانهاي جاذبه اي بر توپ وارد مينيرو هاي وارده بر توپ نيروهايي است كه ساير

حتي اگر كه شما با نيروي بيشتري توپ را ميكند سقوط كه بنظرمي رسد ,كه توپ در مسير منحني شكل حركت نمايد م و توپ را اگر كه اثر مقاومت هوا و سطح راحذف كني. پرتاب نماييد توپ مسير قوسي شكل بلندتري را طي مي كند

قادر خواهيم بود كه توپ را در مسافت بيشتري پرتاب نماييم كه مسير آن به تبعيت از سطح زمين در ,پرتاب كنيم 12

كه بر اساس اين قانون راكت هاي موتور دار هم . چرا كه سطح زمين منحني است. مسير منحني حركت خواهد كرد

بنابراين .سطح زمين حركت مي كنند انحاي راستاي در دقيقا ,توپ حركت مي كنند فراتر از سرعت با خيليسرعتي كه الزم است تا شا تل هاي فضايي در مدار زمين در . توپ به همين روش مسير منحني خود را ادامه مي دهد

. ي باشد مايل در ساعت م17,500 كيلو متر در ساعت يا 200/28بچرخند ) مايل186(كيلومتري 300ارتفاع اگر كه به . بنا براين شاتل ها و فضانوردان در فضا معلق هستند وليكن هنوز تحت كشش جاذبه ي زمين قرار دارند

ماهواره ها در مسيري مماس به مدار حركتي در مسير مستقيم در فضا حركت برود جاذبه ي زمين از بين هر دليلي يك معادله با كيلومتري تا چه ميزان ضعيف مي شود را قادريم 300 ارتفاع زمين در اينكه جاذبه ي . خواهند نمود

: ساده ي ضرب و تقسيم محاسبه نماييم كه

grRGr ./ 22= R = شعاع جسم بزرگr =فاصله ي مركز دو جسم بزرگ و كوچك

Gr = مقدارجاذبه ي كششي جسم بزرگ بر روي جسم كوچك

g = مقدار نيروي جاذبه جسم بزرگ كه در روي سطح خودش روي اجسام وارد مي كند.

; R=6378.2km ; 6378.2+300km كيلومتري عبارتند از300اعع اين مقادير براي زمين و ماهواره در ارتف

g= I gee r=

براي نمونه مشتري را درنظر ميگيريم . براي سيارات ديگر استفاده نمودg و Rاين معادله را ميتوان با تغيير دادن ميزان

R=71.398 km , g= 2.64g

كه در سياره ي مشتريgr = R^2/r^2*g : در نتيجه خواهيم داشت

Gr= 0.912 G ميدان جاذبه ي سطح زمين است%91.2 يا .

13

منابع داده هاي تابندگي

دانشجويان مي توانند به مجموعه اي از داده هاي جمع آوري انجام محاسبات تابندگي خورشيد برمبناي مفاهيم فيزيك بمنظور

ت ماهواره ها گرد آوري شده به روش پيرانومتري كه درمسيرحركت مدارا

. قرار دهندارزيابيو داده ها را مورد شده اند بدست اورده

Nimbus 7 (Earth Radiation Budget) 1978-1993

Solar Maximum Mission: Active Cavity Radiometer Irradiance Monitor I(ACRIM I)

1980-1989

Earth Radiation Budget Satellite (ERBS) Solar Monitor Measurements 1984- 1996

Upper Atmosphere Research Satellite (UARS)

ACRIM II Measurements 1991-1997

Data and further information related to these satellites is available through the NASA

Goddard Space Flight Center Data Archive Center.

:واژگان علمي

Irradiance and the Electromagnetic Spectrum: #1Investigation

Electromagnetic Spectrum

Wavelength

Irradiation

Solar Constant

14 Stefan-Boltzman Law

Wien Displacement Law

Watt

Calculating the Solar Consta: 2# Investigation Global Energy Balance

Inverse Square Law

Solar Constant

Aphelion

Perihelion

, & Season, Variations in Solar Insolation Due to Time of Day: #3Investigation

Latitude

Declination Angle

Zenith

Zenith Angle

Solar Constant

Solar Insolation

Hour Angle

Solar Activity Cycles and Solar Irradiance: #4Investigation

Sunspot

Solar Cycle

15 Solar Irradiance

Black body

Solar Flare

:لينك هاي فعاليت هاي دانشجويان در باره ي تابش خورشييد

Investigation #1: Irradiance and the Electromagnetic Spectrum

Investigation #2: Calculating the Solar Constant

Investigation #3: Variations in Solar Insolation Due to Time of

Day, Season, & Latitude

Investigation #4: Solar Activity Cycles and Solar Irradiance

نور شناخت جوي

. در اين بحث به بررسي ويژگي هاي نوري جو و پديده هاي نوراني كه توسط ذرات معلق در هوا و شهاب ها ايجاد ميشود مي پردازيم

ن پديده ها در ترابري هوايي و دريايي و زميني اهميت دارد و بقيه مطالب اطالعات مفيدي در مورد فرايند هاي فيزيكي برخي از ايدر اين تحقيق . شار نوراني درحين عبور از جو تضعيف ميشود اين رخداد وسعت ديد را تحت تاثير قرار ميدهد. جو را ارايه مي دهد

گستره ي ديد اري هواشناسي فرايند هاي فيزيكي كه باعث به وجود آمدن برخي از پديده هاي ضمن بررسي عوامل تعيين كننده .معمولي نوراني كه در جو مشاهده ميشود را نيز مورد بررسي قرار ميدهد

ديد درهواشناسي

عملي از فاصله اي است كه در ديد برآورد . شود ديد يكي از عواملي است كه در گزارش هاي همديدي وضع هوا تعيين و مخابره ميدر طول روز بيشترين . عالوه بر اين به عنوان معيار شفافيت جو نيز بكار مي رود. تشخيص داده مي شوند و ديده آن اجسام

. نام داردديد هواشناسيفاصله اي را كه از آن جسمي سياه با ابعاد متناسب در مقابل افق ديده و تشخيص داده شود

هاي است كه بتوان همان در شب فرض بر اين است كه روشنايي به اندازه ي روشنايي روز باشد لذا ديد در شب بيشترين فاصله 16 حال اين پرسش مطرح مي شود كه در چه فاصله اي مي توان يك شي راديد با اين وجود كه نتوان آن را . جسم را ديد و تشخيص داد

مسايل روانشناختي و فيزيولوژيكي همچون هوشياري ديده بان حالت تنظيم چشمان او آشنا يي ييش اين معيار . آشكار سازي كرددر . اين جنبه ها مالحظاتي را در جهت ارزيابي عوامل موثر در ديد طلب مي كنند . مي نماياند و از اين موارد را باز شي با

. تواند ببيند و مسئله تنها اين است كه يك ديده بان تا چه فاصله اي را ميوضعيت هايي باز شناسي واقعي يك شي ضروري نيست . گفته ميشود) هوا شناختي( در هواشناسي نوين به اين فاصله گستره ي ديداري

انرژي نوراني

زيابي مي شود بنا براين تابش نسان ار روشنايي يا انرژي نوراني انرژي تابنده اي است كه بنابرتوانايي انگيزش حس بينايي در چشم اداراي انرژي نوراني ) فروسرخ( ميكرون 7/0و بيشتر از حدود ) فرابنفش( ميكرون 0/ 4الكترومغناطيسي با طول موج كمتر از حدود

ي كه يك شي آن را در واحد زمان به عنوان انرژي نوران) φ(با استفاده از پايستگي و تعاريف تابش تعريف شار نوراني . صفر است

عبارت است از انرژي گسيل شده بر واحدزمان بر واحد زاويه ) I( به همين صورت شدت نوراني. گسيل مي دارد امكان پذير است

ϖddFفضايي يعني /=Ι اين كميت با تابندگي يك جسم به نام درخشاني )L ( است از شدت اين مقدار عبارت . متناظر است

تابش مرئي بر واحد مساحتي عمود بر جهت مشخص شده خط ديد يعني θcosdA

dIL =

تباين روشنايي

ديد يا گستره ي ديداري آشكار است كه مشخصه هاي چشم انسان به همان نحوي ويژگي هاي جو مورد بحث قرار تعيين برايدر اين گستره . ميكرون حساس است7/0 تا 4/0كترو مغناطيسي در طول موج هاي بين چشم انسان در برابر تابش ال. مي گيرد

بنا براين نورسبز باشدت معلوم نسبت به نور قرمز يا بنفش با همان شدت درخشان تر . حساسيت به شدت به طول موج وابسته است

.به نظر مي رسد

ميكرون555/0 عبارت است از نسبت شدت نور در λوج نسبت به طول م) Ψ(حساسيت چشم

درخشاني . كه همان تاثيرات روشني را ايجاد مي كند λبه شدت نور در طول موج ) آنجا كه چشم بيشينه ي حساسيت را داراست ( 17 λλλ: تكفام چنين مشخص مي شود IB .Ψ= كهλI شدت نور تكفام بازتاب شده توسط شي است

.چنين به دست ميĤيد ) B(روشني

λλ DB .0∞∫=B

جسم شي فقط آنگاه قابل رويت باقي مي ماند كه بين آن و پيرامونش تبايني وجود داشته باشد چشم ميتواند اختالف روشني دو يك

.اين نقطه از رابطه ي زير به دست ميĤيد. خوانده مي شود تعيين كند ) C(را تا نقطه اي كه آستانه ي تباين روشني

0

0

BBB

C−

=

بديهي . روشني زمينه در اندازه گيري هاي ديد به عنوان معيار در نظر گرفته ميشود .روشني زمينه است0B روشني شي و Bكه

است كه تعريف فوق براي تمايز دو شي با رنگ هاي متفاوت كه روشني يكساني دارند كافي نيست با اين وجود جهت بررسي تباين

.بين اشيا و سفيد كفايت مي كند

با مشاهده ي يك شي سياه كه در برابر زاويه ي به اندازه ي كافي بزرگي كه بدان وسيله چشم آن را تحليل مي كند قرار گيرد ديد

خيلي كوچك و آستانه ي تباين Bدر گستره ي امواج كوتاه . اين زاويه دست كم بايد سه ثانيه ي قوسي باشد . تعيين ميشود

اين شي سياه در فواصل دورتر روشني معيني دارد زيرا نور در تمامي راستا ها در خط نوري از شي سياه به ظاهرا . است-1تقريبا سر انجام تمايز به اندازه اي ناچيز مي شود كه چشم انسان در گستره ي ديداري خود ديگر نمي تواند . ديده بان پراكنده مي شود

. را داراست± 02/0ستانه ي تباين در مورد چشم معمولي آ. آن را تميز دهد

تضعيف روشنايي

پذيرد ي شار نوراني در ضمن گذشتن از جو در طول مسير خود به داليل زير كاستي م

پراكندگي توسط مولكول هاي گاز و ذرات ريز-الف

بازتاب توسط ذرات مايع و جامد بزرگتر-ب

ت جامد جذب توسط ذرا-ج

شرايطي از جو را توصيف مي كند كه شفافيتش را به تابش به ويژه تابش مرئي تبديل ) TURBIDITY(در هواشناسي تيرگي 18

اين ويژگي به يك بخش بدون ابر از جو بر مي گردد كه كدري اش را مرهون جذب و پراكندگي تابش توسط مولكول هاي . كند .ثرات سوسو زدن استهوا و هواويزها ي مايع وجامد و ا

سوسو زدن اصطالحي عمومي براي تغييرات سريع وضعيت ظاهري روشني يا رنگ يك شي نوراني دور دست است كه از طريق جو اگر چشمه ي .اين پديده سوسوزدن نجومي ناميده مي شود) مثال ستارگان(اگر اين شي در خارج جو قرار داشته باشد . ديده مي شود

تقريبا علت تمامي اثرات سوسوزني شكست خالف . و جايگزين باشد اين تغييرات سوسوزني زميني ناميده مي شوند نوراني درون ج .روي ميدهد. قاعده است كه در بيشتر بسته هاي كوچك يا اليه هاي هوا كه دما و چگالي متفاوتي با پيرامون خود دارند

. جو به مقدار زير كاهش مي يابدdxت شدت نوراني يك باريكه ي موازي هنگام عبور از ضخام

dxIdI ..σλλλ −=

مقدار ضريب خاموشي به طول موج نور و ذرات قطره ها و مولكول هاي موجود در جو وابسته . ضريب خاموشي استσλكه در آن م فرض كنيم مي تواني. است

sa σσσλ +=

بر پراكندگي و باز تابش داللت ميكند يعني نور دوباره در ) s ( به جذب بر مي گردد در حالي كه شاخص پايين ) a(شاخص پايين

sσσنباشند اگر ذرات جامدي درجو موجود . راستاهاي مختلفي تابيده شده است λ جامد همواره – جذب حتي در يك غبار ذره =

. ناچيز است

dxIdIمعادله ي ..σλλλ قانون بير است كه پس از انتگرال گيري مي دهد=−

ukeII θλλ

λ sec. −= ο

ه ي ديداريگستر

. شدت تابش دريافتي از چشمه ي نا خود روشن از دو راه تحت تاثير قرار ميگيرد 19

اگر . افزايش از راه پراكندگي تابش از راستا هاي ديگر كه اين تابش روشني هوا ناميده ميشود- تضعيف بنا بر قانون بير ب -الف

گيرد چرا كه روشني ظاهري شي و زمين به تغيير تباين صورت نمي,بت استفاصله شي تغيير كند در شرايطي كه ضريب خاموشي ثا

.كاهش مي يابند) λσ−eبه نسبت ضريب (يك نسبت

كاهش Cاگر شي و زمينه هر دو دور شوند قدر مطلق . كاهش مي يابد ) C( فاصله جسم مقدار تباين آستانه افزايش همچنين با

.گسترده ي ديداري است . كاهش مي يابد02/0 براي چشم معمولي تا Cدر آن قدر مطلق كه صله اي فا. مي يابد

ضريب خاموشي مستقل λσاز آنجا كه مولكول هاي هوا نور آبي را شديدتر از نور قرمز پراكنده مي كنند فرضيه اي كه بر اساس آن

وقتي ذرات بزرگتر غبار وقطره هاي كوچك كه اندازه ي آنها به اندازه ي طول موج نور است . معتبر نيست از طول موج است كامال

از اين رو در اكثر حاالت كه ديد كم است معموال گستره ي ديداري از طول موج . موجب پراكندگي شوند اين فرض معتبر تر است .مستقل است

راست حركت ميكنند ولي در محيط هاي مادي همچون گاز هاي جو ذرات و هواويز ها هر چند پرتو هاي نور در خال به خط

كنند كه منجر به ظهور در بيشتر موارد اين انحراف ها بر مبناي طول موج مولفه هاي تابش مرئي تغيير مي. مسيرشان تغيير مي يابد . جو را موجب مي شودپديده هاي نوري گوناگوني همراه با آثار رنگين بسيار زيبايي در

دهد كه شعاع ذرات پراكنده كننده در مقايسه با در پراكندگي رالي كه موجب ابي رنگ شدن آسمان مي شود اين پديده زماني رخ مي

.كنند طول موج نور كوچك باشند بنابر اين مولكول هاي هوا و هواويز هاي ريز معلق در هوا نور آبي را بيشتر از نور قرمز پراكنده مي

درجه 120بلور هاي يخ ابر هاي سيروس اثرات گوناگوني را پديد مي آورند قسمت اعظم بلور هاي يخي شش وجهي و با زواياي

درجه است و تابش خورشيد به هنگام عبور از داخل يك ابر بلور 60بين وجوه مجاور كه بنابر اين زاويه بين وجوه يك درميان آن درجه يا بيشتر نسبت به امتداد اصلي خود به سوي چشم ديده بان منحرف مي شود كه 20اين تابش با زاويه . يخ شكسته ميشود

بنابراين تصوير خورشيد به شكل حلقه اي . بيشترين مقدار است) درجه22تقريبا (شدت نور شكسته شده در كمينه زاويه انحراف . درجه ناميده مي شود22درخشان است كه هاله ي

20

و درجه21در واقع ضريب شكست يخ به نسبت طول موج اندكي كاهش مي يابد بنا براين كمينه زاويه هاي انحراف براي نور قرمز

درجه بايد يك حلقه ي قرمز دروني با 22 دقيقه است بدينسان از لحاظ نظري هاله ي 22 درجه و 22 دقيقه و براي نور بنفش 34عمال رنگ هاي بيروني درهم مي اميزند و اگر چه گاهگاهي رنگ هاي زرد و سبز در بيرون . ي باشدحلقه هاي رنگين بيروني ديگر

.از حلقه ي قرمز مشاهده مي شوند اين هاله يك لبه ي خارجي سفيد دارد

شكل هاي نامتعارف بلور هايي با. درجه كه كمتر مشاهده ميشود بر اثر شكست نور در منشور هاي مستطيلي پديد مي آيد 46هاله ي برخي از بلور هاي يخ بسته به . اما اين موارد بسيار نادرند . درجه ايجاد مي كنند7نيز هاله هايي را با شعاع هاي مختلف تا حدود

شان به صورت منشور هاي ساده با محورقائم و برخي بصورت منشور هاي مسطح با وجوه تخت افقي بروي غلظت نور در شكل

تصاوير اشكال گوناگون برحسب ارتفاع خورشيد تشكيل مي شوند كه به . معيني خارج از هاله ي مربوطه تاثير ميگذارندمناطق

. مشهورندهورسانه ها

هاله در اطراف ماه هم مشاهده مي شود كه در . در اثر بازتاب نور از وجوه تخت بلور هاي يخ پديد مي آيندشيد پايه هابطور مثا ل

به علت تغييرات سريع تركيب ابر عموما هاله هاي خورشيد . ايجاد مي گردد,ه بلور كاملي از يخ در ابر ها تشكيل شده باشد مواقعي كابرهاي پديد ه هاي شكست و بازتابش در ابر هاي حاوي بلور يخ توسط قطره هاي كروي كوچك. و ماه به ندرت كامل يا ماندگارند

خورشيد در مركز خرمن . نام دارندخرمن ممكن است كه حلقه هاي رنگين كوچكتري مشاهده شوند كه اما. شوند ابدار ايجاد نمي

در داخل آن بنفشن است كه رنگ قرمز درخارج و رنگ واقع است و برخالف رنگ هاله توالي رنگ ها همانند رنگ هاي رنگين كما

سير نور در ضمن گذشتن از نزديكي قطره هاي كوچك آب خم مي شوند يعني م. خرمن ها بر اثر پراش پديد مي ايند. شود نمودار ميكه نور قرمز بيشتر پراشيده شده و به اين ترتيب در خارج مشاهده مي شود زمانيكه اندازه ي قطره ها يكنواخت باشد تفكيك رنگ

. يا در حال پراشيدن باشند روي مي دهدبخوبي انجام مي گيرد و بهترين خرمن ها در ابر هاي نازكي كه همان وقت در حال تشكيلشعاع يك خرمن به اندازه ي . شوند هنگامي كه خورشيد يا ماه از پشت ابر التو استراتوس مي درخشد اين پديده ها بار ها ديده مي

وصله . نجر مي شودعكس اندازه ي قطره تغيير مي كند لذا وجود قطره هايي با ابعاد گوناگون به تشكيل وصله هاي رنگين نامنظم م

. هاي ابر به احتمال زياد بايد در سايه هاي رنگين گوناگون صورتي و سبز ديده شود كه اين پديده به آرنگي يا آرنگش مشهور استنور خورشيد درحين عبور از نزديكي سر شما نيز پراشيده ميشود اگر پشت به خورشيد در محلي مرتفع بايستيد پرتو هاي رنگين در

به خورشيد گاهي هنگامي كه پشت . كه به آن پراشه مي گويند. تشكيل شوند سر شما نيز ممكن است مه آلود در نزديكي ايهو

در اثر قطره هاي باران رنگين كمان را مشاهده مي كنيم كه رنگين كمان نخستين از را شكست نور در داخل قطره هاي ,هستيم 21

درجه در برابر چشم باز مي كند كه رنگ قرمز 42ايجاد مي شود كه شعاع اين دايره زاويه اي در حدود باران با يك باز تابش دروني در صورتي كه در داخل قطره نور دوبار دچار بازتابش دروني شود رنگين كمان دومين كه كمرنگ تر از . در قسمت خارجي آن قرار دارد

گاهي در . شدت نور رنگين كما ن نخستين است1/0 و شدت نور در حدود كه ترتيب رنگ ها معكوس. اولي است تشكيل مي شود

در نتيجه ي .داخل كمان نخستين كمان هاي بي شماري مشاهده ميشوند كه اينها از راه تداخل ميان پرتو هاي نور پديد مي آيندوا به نسبت چگالي تغيير مي كند و اغلب عبور نور از اليه هاي جو با چگالي هاي مختلف سراب تشكيل مي شود ضريب شكست ه

همراه با سطوح تخت گسترده موقعي كه هواي مجاور . ممكن است در موقعيت هاي نا متعارف و شكل هاي وا پيچيده به نظر رسند

ر از هواي اگر هواي مجاور زمين خيلي سردت. زمين گرمتر از هواي بالفصل باالي آن است تصويرمجازي پايين ايجاد مي شودپديده هاي متنوعي كه . بااليي باشد يعني ورارونگي مشخص وجود داشته باشد اثر عكس آن كه تصوير باالست مشاهده مي شود

.به آن ها اشاره شد بعضي در هواي صاف و برخي در هواي بارندگي كه شرايط حادتر مي باشد رخ مي دهند

:قانون بير

د حين عبور از جو تحت تاثير ذرات قرار ميگيرند كه يكي از اين تاثيرات جذب تابش مي ميدانيم كه پرتو هاي خورشي

ميزان انرژي جذب بنا بر قانون بير. كه مي توان با استفاده از قانون بير مقدار انرژي جذب شده را محاسبه نمود. باشد

λλشده برابر Ia− مي باشد كه در آن λa ضريب جذب در طول موج λبه دليل جذب قسمتي زو خود اليه ني . است .د شد خواه مي كند لذا مقدار تغييرات انرژي اليه به صورت زير مشخص )λI(از انرژي شروع به تابندگي

'λλλ λIIadI )1رابطه ( =−+

22 βλλλ: طبق قانون كيرشهف خواهيم داشت ε LL )2رابطه ( =

:خواهيم داشت) 2(و) 1(با استفادهاز روابط

)(2,1 λβλλλβλλλλλ ILadILaIadI )3(رابطه ⇒=−+⇒=−

واحد را درdxضخامت اليه به اندازه ي بستگي دار د اگر كه جوρاز انجايي كه ميزان كاهش انرژي به چگالي : ارتباط ضريب جذب با جرم جسم را مي توان به صورت زير مشخص نمودگيريم ب نظر سطح در

dxka ρλλ . جرم جسم استdxρبستگي دارد و ضريب جذب است كه به جرم جسم λkكه در آن ) 4رابطه ( =

: خواهيم داشت ) 4(و ) 3(با استفاده از روابط

)()4(),3( λβλλλ ρ ILdxkdI dxdmيعني . را مسير نوري نيز گفته مي شودdxρ در اين رابطه ⇒=− ρ=

بگريم كه به آن ضخامت اپتيكي udاگر كه تصوير جرم را روي راستاي نرمال برابر. اپتيكي استكه همان مسير

dmdm: گفته مي شود خواهيم داشت mdud

θθ seccos =⇒=

)( λβλλλ ILdmKdI )5رابطه ( ⇒=−

: نتيجه مي گيريم كه6 و 5و از روابط

)(sec λβλλλ θ ILdukdI βλL=0اگر كه فرض كنيم كه ميزان جذب بسيار ناچيز باشد يعني) 7رابطه ( ⇒=−

dukIdIباشد θλλλ sec−=⇒

: تقسيم كنيم خواهيم داشت λI اگر كه رابطه را به

23 dukIduk

IdI uI

I θθ λλλλ

λ λ

λsec)ln(sec 00

∫−=∫⇒−=

: ثابت باشند θsec و λkبا فرض اينكه

ukeIIuKII θ

λλλλ

λ λθ sec0

0

secln −=⇒−=⇒

مقدار شدت در پايين اليه است λI مقدار شدت تابش در باالي اليه و λ0Iاين رابطه به قانون بير معروف است كه در آن

τنسبت λ

λ =0I

Iكه براي سادگي آن را به صورت . ا ترا گسيلندگي گويند رmke λτ . استθsec=m نشان ميدهند كه =−