Albedo

Kad astronomi runā par planētu un satelītu virsmu atstarojošajām īpašībām, viņi bieži lieto terminu albedo. Tomēr, pievēršoties atsauces grāmatām un enciklopēdijām, lai iegūtu šī jēdziena skaidrojumu, mēs uzzinām, ka ir daudz dažādu albedo veidu: patiesais, redzamais, normāls, plakanais, vienkrāsains, sfērisks utt. Ir par ko skumt. Tāpēc mēģināsim izprast šo terminu ciklu.

Pats vārds "albedo" cēlies no latīņu valodas albedo - baltums. Vispārīgākajā formā tas ir krītošā starojuma daļas nosaukums, ko atstaro cieta virsma vai izkliedē daļēji caurspīdīgs ķermenis. Tā kā atstarotā starojuma lielums nevar pārsniegt krītošā starojuma lielumu, šī attiecība, tas ir, albedo, vienmēr ir diapazonā no 0 līdz 1. Jo lielāka tā vērtība, jo lielāka būs krītošās gaismas proporcija. atspoguļots.

Visu pašgaismojošo ķermeņu redzamību pilnībā nosaka to albedo, tas ir, to atstarošanas spēja. Varētu pat teikt, ka mēs vienkārši neredzētu objektus, kas neizgaismo paši, ja tie nespētu atstarot gaismu. Pateicoties šai īpašībai, mēs "ar aci" nosakām korpusa formu, materiāla raksturu, tā cietību un citas īpašības. Taču prasmīgi izvēlēts albedo var noslēpt kādu priekšmetu no mums – atcerieties militāro maskēšanos vai slepeno lidmašīnu. Pētot ķermeņus Saules sistēmā, albedo mērīšana palīdz noskaidrot debess ķermeņa virsmas materiāla dabu, uzbūvi un pat ķīmisko sastāvu.

Mēs viegli atšķiram sniegu no asfalta, jo sniegs gandrīz pilnībā atstaro gaismu, bet asfalts to gandrīz pilnībā absorbē. Tomēr sniegu varam viegli atšķirt arī no pulēta alumīnija loksnes, lai gan abas gandrīz pilnībā atstaro gaismu. Tas nozīmē, ka nepietiek tikai ar atstarotās gaismas daļas zināšanu, lai spriestu par materiāla raksturu. Sniegs izkliedē gaismu visos virzienos, bet alumīnijs atstaro spoži. Lai ņemtu vērā šīs un citas refleksijas pazīmes, tiek izdalīti vairāki albedo veidi.

Patiesais (absolūtais) albedo sakrīt ar tā saukto difūzās atstarošanas koeficientu: tā ir plūsmas attiecība, ko visos virzienos izkliedē plakanas virsmas elements, pret plūsmu, kas krīt uz to.

Lai izmērītu patieso albedo, nepieciešami laboratorijas apstākļi, jo jāņem vērā ķermeņa izkliedētā gaisma visos virzienos. "Lauka" apstākļiem tas ir dabiskāk šķietamais albedo- plakanas virsmas elementa spilgtuma attiecība, ko apgaismo paralēls staru kūlis, pret absolūti baltas virsmas spilgtumu, kas atrodas perpendikulāri stariem un kuras patiesais albedo ir vienāds ar vienu.

Ja virsmu apgaismo un novēro 90 grādu leņķī, tad tās šķietamo albedo sauc normāli... Tīra sniega parastais albedo ir tuvu 1,0, bet oglēm - aptuveni 0,04.

Astronomija bieži izmanto ģeometrisks (plakans) albedo- planētas pilnā fāzē radītā apgaismojuma uz Zemes attiecība pret apgaismojumu, ko radītu plakans absolūti balts ekrāns, kura izmērs ir tāds pats kā planēta, kas attiecas uz tās vietu un atrodas perpendikulāri redzes līnijai un saules stari. Astronomi fizisko jēdzienu "apgaismojums" parasti izsaka ar vārdu "spožums" un mēra to zvaigžņu lielumos.

Ir skaidrs, ka albedo vērtība debess objektu spožumu ietekmē tikpat spēcīgi kā to izmērs un atrašanās vieta Saules sistēmā. Piemēram, ja asteroīdus Cerera un Vesta novietotu blakus, tad to spilgtums būtu gandrīz vienāds, lai gan Ceres diametrs ir divreiz lielāks nekā Vesta. Fakts ir tāds, ka Cereras virsma gaismu atstaro daudz sliktāk: Vesta albedo ir aptuveni 0,35, savukārt Cererai ir tikai 0,09.

Albedo vērtība ir atkarīga gan no virsmas īpašībām, gan krītošā starojuma spektra. Tāpēc albedo tiek mērīts atsevišķi dažādiem spektra diapazoniem (optiskais, ultravioletais, infrasarkanais un tā tālāk) vai pat atsevišķiem viļņu garumiem (monohromatiskais albedo). Pētot albedo izmaiņas ar viļņa garumu un salīdzinot iegūtās līknes ar vienādām līknēm sauszemes minerāliem, augsnes paraugiem un dažādiem iežiem, var izdarīt dažus secinājumus par planētu un to pavadoņu virsmas sastāvu un struktūru.

Lai aprēķinātu planētu enerģijas bilanci, to izmanto sfērisks albedo (Bonda albedo), ko 1861. gadā ieviesa amerikāņu astronoms Džordžs Bonds. Šī ir visas planētas atstarotās starojuma plūsmas attiecība pret plūsmu, kas krīt uz tās. Lai precīzi aprēķinātu sfērisko albedo, vispārīgi runājot, ir nepieciešams novērot planētu visos iespējamos fāzes leņķos (leņķis Saule-planēta-Zeme). Iepriekš tas bija iespējams tikai iekšējām planētām un Mēnesim. Līdz ar mākslīgo pavadoņu parādīšanos astronomi spēja aprēķināt Zemes sfērisko albedo, un starpplanētu kosmosa kuģi ļāva to izdarīt arī ārējām planētām. Zemes Bonda albedo ir aptuveni 0,33, un tajā ļoti liela nozīme ir gaismas atstarojumam no mākoņiem. Mēnesim bez atmosfēras tas ir 0,12, bet Venērai, ko klāj spēcīga mākoņaina atmosfēra, tas ir 0,76.

Dabiski, ka dažādām debess ķermeņu virsmas daļām, kurām ir atšķirīga struktūra, sastāvs un izcelsme, ir dažādi albedo. Par to var pārliecināties, skatoties uz mēnesi. Jūrām uz tās virsmas ir ārkārtīgi zems albedo, atšķirībā no, piemēram, dažu krāteru staru struktūrām. Starp citu, novērojot staru struktūras, jūs viegli pamanīsit, ka to izskats ir ļoti atkarīgs no leņķa, kādā Saule tās apgaismo. Tas ir tieši saistīts ar izmaiņām to albedo, kas iegūst maksimālo vērtību, kad stari nokrīt perpendikulāri Mēness virsmai, kur atrodas šie veidojumi.

Un vēl viens eksperiments. Skatieties uz Mēnesi caur teleskopu (vai planētu, vēlams Marsu vai Jupiteru) ar dažādiem filtriem. Un jūs redzēsiet, ka, piemēram, sarkanajos staros mēness virsma izskatās nedaudz savādāka nekā zilā krāsā. Tas liek domāt, ka dažāda viļņa garuma starojums no tā virsmas tiek atspoguļots dažādos veidos.

Bet par kādu albedo jums jārunā iepriekš aprakstītajos piemēros, mēģiniet uzminēt pats.

Asteroīdu-komētas apdraudējuma problēma, tas ir, Zemes sadursmes draudi ar maziem Saules sistēmas ķermeņiem, mūsdienās tiek atzīta par sarežģītu globālu problēmu, ar kuru saskaras cilvēce. Šajā kolektīvajā monogrāfijā pirmo reizi apkopoti dati par visiem problēmas aspektiem. Aplūkoti mūsdienu priekšstati par Saules sistēmas mazo ķermeņu īpašībām un to ansambļa evolūciju, mazo ķermeņu noteikšanas un uzraudzības problēmām. Tiek apspriesti jautājumi par apdraudējuma līmeņa un iespējamo seku novērtēšanu ķermeņiem krītot uz Zemi, aizsardzības un postījumu samazināšanas metodes, kā arī veidi, kā attīstīt vietējo un starptautisko sadarbību šīs globālās problēmas risināšanā.

Grāmata paredzēta plašam lasītāju lokam. Zinātnieki, skolotāji, maģistranti un dažādu specialitāšu, tostarp, pirmkārt, astronomijas, fizikas, zemes zinātņu, studenti, kosmosa aktivitāšu jomas tehniskie speciālisti un, protams, lasītāji, kurus interesē zinātne, atradīs daudz interesanta paši.

Grāmata:

Asteroīdi, tāpat kā visi Saules sistēmas ķermeņi, izņemot centrālo ķermeni, spīd ar atstaroto saules gaismu. Novērojot, acs reģistrē gaismas plūsmu, ko asteroīds izkliedē Zemes virzienā un iet cauri zīlītei. Dažādas intensitātes gaismas plūsmas subjektīvās sajūtas, kas nāk no asteroīdiem, raksturīga iezīme ir to spožums. Tieši šo terminu (nevis spilgtumu) ieteicams lietot zinātniskajā literatūrā. Faktiski acs reaģē uz tīklenes apgaismojumu, tas ir, uz gaismas plūsmu uz laukuma vienību, kas ir perpendikulāra redzes līnijai, Zemes attālumā. Apgaismojums ir apgriezti proporcionāls asteroīda attāluma no Zemes kvadrātam. Ņemot vērā, ka asteroīda izkliedētā plūsma ir apgriezti proporcionāla tā attāluma no Saules kvadrātam, var secināt, ka apgaismojums uz Zemes ir apgriezti proporcionāls attālumu kvadrātam no asteroīda līdz Saulei un līdz Saulei. Zeme. Tādējādi, ja mēs apzīmējam apgaismojumu, ko rada asteroīds, kas atrodas attālumā r no Saules un? no Zemes ar E palīdzību un ar E 1 palīdzību - apgaismojums, ko rada viens un tas pats ķermenis, bet atrodas vienības attālumā no Saules un no Zemes, tad

E = E 1 r -2? -2. (3.2)

Astronomijā apgaismojumu parasti izsaka zvaigžņu lielumos. Viena lieluma apgaismojuma intervāls ir divu avotu radītā apgaismojuma attiecība, pie kuras apgaismojums no viena no tiem ir 2,512 reizes lielāks nekā otra radītais apgaismojums. Vispārīgākā gadījumā Pogsona formula atbilst:

E m1 / E m2 = 2,512 (m2-m1), (3,3)

kur E m1 ir apgaismojums no avota ar zvaigžņu lielumu m 1, E m2 ir apgaismojums no avota ar zvaigžņu lielumu m 2 (apgaismojums ir mazāks, jo lielāks ir zvaigžņu lielums). No šīm formulām izriet asteroīda m spilgtuma, kas izteikts zvaigžņu lielumos, atkarība no attāluma r no Saules un no zemes:

m = m 0 + 5 lg (r?), (3.4)

kur m 0 ir asteroīda tā sauktais absolūtais zvaigžņu lielums, kas skaitliski vienāds ar zvaigžņu lielumu, kāds asteroīdam būtu 1 AU attālumā. no Saules un Zemes un nulles fāzes leņķī (atcerieties, ka fāzes leņķis ir leņķis pie asteroīda starp virzieniem uz Zemi un Sauli). Ir acīmredzams, ka šāda trīs ķermeņu konfigurācija dabā nevar tikt realizēta.

Formula (3.4) pilnībā neapraksta asteroīda spilgtuma izmaiņas tā orbitālās kustības laikā. Faktiski asteroīda spilgtums ir atkarīgs ne tikai no tā attāluma no Saules un Zemes, bet arī no fāzes leņķa. Šī atkarība ir saistīta, no vienas puses, ar bojājumiem (daļa no asteroīda, ko neapgaismo Saule), ja to novēro no Zemes fāzes leņķī, kas nav nulle, no otras puses, ar asteroīda mikro- un makrostruktūru. virsmas.

Jāpatur prātā, ka galvenos jostas asteroīdus var novērot tikai salīdzinoši nelielos fāzes leņķos, līdz aptuveni 30 °.

Līdz 80. gadiem. XX gadsimts Tika uzskatīts, ka fāzes leņķim proporcionāla termina pievienošana formulai (3.4) ļauj diezgan labi ņemt vērā spilgtuma izmaiņas atkarībā no fāzes leņķa:

m = m 0 + 5 lg (r?) + k ?, (3,5)

kur? - fāzes leņķis. Proporcionalitātes koeficients k, lai gan dažādiem asteroīdiem atšķiras, galvenokārt svārstās diapazonā no 0,01 līdz 0,05 m / °.

Lieluma m pieaugumam, palielinoties fāzes leņķim saskaņā ar formulu (3.5) ir lineārs raksturs, m0 ir fāzes līknes (faktiski taisnas līnijas) krustošanās punkta ordināta ar vertikāli pie r =? = 1 un? = 0 °.

Vēlāki pētījumi parādīja, ka asteroīdu fāzes līkne ir sarežģīta. Lineārs spilgtuma samazinājums (objekta lieluma palielināšanās) ar fāzes leņķa palielināšanos notiek tikai diapazonā no aptuveni 7 ° līdz 40 °, pēc kura sākas nelineārs samazinājums. Savukārt pie fāzes leņķiem, kas mazāki par 7°, notiek tā sauktais opozīcijas efekts - nelineārs spilgtuma pieaugums ar fāzes leņķa samazināšanos (3.15. att.).

Rīsi. 3.15. Asteroīda (1862) Apollo lieluma atkarība no fāzes leņķa

Kopš 1986. gada asteroīdu redzamā lieluma aprēķināšanai V staros (fotometriskās sistēmas vizuālā spektrālā josla UBV), tiek izmantota sarežģītāka semiempīriskā formula, kas ļauj precīzāk aprakstīt spilgtuma izmaiņas fāzes leņķa diapazonā no 0 ° līdz 120 °. Formula ir

V = H + 5 lg (r?) - 2,5 lg [(1 - G)? 1 + G? 2]. (3.6)

Šeit H ir asteroīda absolūtais zvaigžņu lielums V staros, G ir tā sauktais slīpuma parametrs,? 1 un? 2 - fāzes leņķa funkcijas, kas noteiktas ar šādām izteiksmēm:

I = exp (- A i B i), i = 1, 2,

A 1 = 3,33, A 2 = 1,87, B 1 = 0,63, B 2 = 1,22.

Pēc tam, kad tiek noteikti orbitālie elementi un līdz ar to r,? un? var aprēķināt, formula (3.6) ļauj atrast absolūto lielumu, ja ir novērojumi ar šķietamo lielumu. Parametra G noteikšanai nepieciešami redzamā lieluma novērojumi dažādos fāzes leņķos. Patlaban parametra G vērtība pēc novērojumiem noteikta tikai 114 asteroīdiem, tostarp vairākiem NEA. Atrastās G vērtības svārstās no –0,12 līdz 0,60. Citiem asteroīdiem G vērtība ir vienāda ar 0,15.

Saules starojuma enerģijas plūsma redzamās gaismas viļņu garumu diapazonā, kas krīt uz asteroīda virsmu, ir apgriezti proporcionāla tās attāluma no Saules kvadrātam un ir atkarīga no asteroīda izmēra. Šo straumi daļēji absorbē asteroīda virsma, to sildot un daļēji izkliedē visos virzienos. Visos virzienos izkliedētās plūsmas lieluma attiecību pret krītošo plūsmu sauc par sfērisko albedo A. Tas raksturo asteroīda virsmas atstarošanas spēju.

Sfērisko albedo parasti attēlo kā divu faktoru reizinājumu:

Pirmais faktors p, ko sauc par ģeometrisko albedo, ir reāla debess ķermeņa spilgtuma attiecība nulles fāzes leņķī pret absolūti balta diska spilgtumu, kura rādiuss ir tāds pats kā debess ķermenim un kas atrodas perpendikulāri saules stariem. tādā pašā attālumā no Saules un Zemes kā pats debess ķermenis. Otrais faktors q, ko sauc par fāzes integrāli, ir atkarīgs no virsmas formas.

Pretēji savam nosaukumam ģeometriskais albedo nosaka krītošās plūsmas izkliedes atkarību nevis no ķermeņa ģeometrijas, bet gan no virsmas fizikālajām īpašībām. Ģeometriskā albedo vērtības ir norādītas tabulās un ir domātas, runājot par asteroīdu virsmu atstarošanos.

Albedo nav atkarīgs no ķermeņa izmēra. Tas ir cieši saistīts ar asteroīda virsmas slāņu mineraloģisko sastāvu un mikrostruktūru, un to var izmantot, lai klasificētu asteroīdus un noteiktu to izmērus. Dažādiem asteroīdiem albedo svārstās no 0,02 (ļoti tumši objekti, kas atstaro tikai 2% no Saules krītošās gaismas) līdz 0,5 vai vairāk (ļoti gaiši).

Tālāk ir svarīgi noteikt saistību starp asteroīda rādiusu, tā albedo un absolūto lielumu. Acīmredzot, jo lielāks ir asteroīda rādiuss un jo lielāks ir tā albedo, jo lielāku gaismas plūsmu tas atspoguļo noteiktā virzienā, un visas pārējās lietas ir vienādas. Apgaismojums, ko asteroīds rada uz Zemes, ir atkarīgs arī no tā attāluma no Saules un Zemes, kā arī no Saules starojuma enerģijas plūsmas, ko var izteikt Saules lieluma izteiksmē.

Ja Saules radīto apgaismojumu uz Zemes apzīmējam ar E? , asteroīda radītais apgaismojums ir kā E, attālumi no asteroīda līdz Saulei un Zemei ir kā r un?, un asteroīda rādiuss (AU) ir kā?, tad ģeometriskā aprēķināšanai var izmantot šādu izteiksmi. albedo p:

Ja mēs ņemam šīs attiecības logaritmu un aizstājam E / E attiecības logaritmu? pēc Pogsona formulas (3.3), tad atrodam

lg p = 0,4 (m? - m) + 2 (lg r + lg? - lg?),

kur m? - Saules šķietamais zvaigžņu lielums. Tagad mēs aizstājam m ar formulu (3.4), tad

lg p = 0,4 (m? - m 0) - 2 lg?,

vai, izsakot diametru D kilometros un pieņemot, ka Saules redzamais zvaigžņu lielums V staros ir –26,77 [Gerels, 1974], iegūstam

log D = 3,122 - 0,5 log p - 0,2H, (3,7)

kur H ir asteroīda absolūtais zvaigžņu lielums staros V.

Galvenā tiešā starojuma daļa, ko atstaro zemes virsma un mākoņu augšējā virsma, iziet ārpus atmosfēras pasaules telpā. Tāpat aptuveni viena trešdaļa izkliedētā starojuma izplūst pasaules telpā. Attiecība visu atspoguļoto un izkaisīti saules starojums uz kopējo saules starojuma daudzumu, kas nonāk atmosfērā, sauc Zemes planetārais albedo. Tiek lēsts, ka Zemes planētu albedo ir 35–40%. Tās galvenā daļa ir saules starojuma atspoguļojums mākoņos.

2.6. tabula

Lieluma atkarība UZ n no vietas platuma grādiem un gada laika

2.7. tabula

Lieluma atkarība UZ+ s no vietas platuma un gada laika

(pēc A. P. Braslavska un Z. A. Vikuļinas)

Kopējais saules starojums, kas nonāk uz zemes virsmas, daļēji no tās atstarojas un tiek zaudēts - tas ir atstarots starojums (R k), tas veido apmēram 3% no visa saules starojuma. Atlikušo starojumu absorbē augsnes virskārta vai ūdens un to sauc absorbētais starojums(47%). Tas kalpo kā enerģijas avots visām kustībām un procesiem atmosfērā. Atstarošanas apjoms un attiecīgi saules starojuma absorbcija ir atkarīga no virsmas jeb albedo atstarošanas spējas. Virsmas albedo ir atstarotā starojuma attiecība pret kopējo starojumu, kas izteikta vienības daļās vai procentos: A = R k / Q ∙ 100% Atstaroto starojumu izsaka ar formulu R k = Q ∙ A, atlikušais absorbēts - Q – R k vai (Q · (1–A), kur 1- A - absorbcijas koeficients, un A aprēķina daļdaļās no viena.

Zemes virsmas albedo ir atkarīgs no tā īpašībām un stāvokļa (krāsa, mitrums, raupjums utt.) un mainās plašā diapazonā, īpaši mērenajos un subpolārajos platuma grādos, gadalaiku maiņas dēļ. Augstākais albedo tikko uzkritušajā sniegā ir 80-90%, sausās vieglās smiltīs - 40%, veģetācijā - 10-25%, slapjā melnzemē - 5%. Polārajos reģionos augstais sniega albedo noliedz priekšrocības, ko rada lielās kopējās radiācijas vērtības, kas saņemtas vasaras pusgadā. Ūdens virsmu albedo vidēji ir mazāks nekā sauszemes, jo ūdenī stari iekļūst dziļāk augšējos slāņos nekā augsnēs, tur izkliedējas un tiek absorbēti. Tajā pašā laikā saules gaismas krišanas leņķim ir liela ietekme uz ūdens albedo: jo mazāks tas ir, jo lielāka ir atstarošanās spēja. Ar strauju staru biežumu ūdens albedo ir

ir 2 - 5%, mazos leņķos - līdz 70%. Kopumā Pasaules okeāna virsmas albedo ir mazāks par 20%, tāpēc ūdens absorbē līdz 80% no kopējā saules starojuma, kas ir spēcīgs siltuma akumulators uz Zemes.

Interesanta ir arī albedo izplatība dažādos zemeslodes platuma grādos un dažādos gadalaikos.

Albedo kopumā palielinās no zemiem uz augstiem platuma grādiem, kas ir saistīts ar pieaugošo mākoņainību virs tiem, polāro reģionu sniega un ledus virsmām un saules gaismas krišanas leņķa samazināšanos. Šajā gadījumā ekvatoriālajos platuma grādos ir redzams vietējais albedo maksimums lielās

mākoņi un minimumi tropiskajos platuma grādos ar to minimālo mākoņu segumu.

Sezonālās albedo variācijas ziemeļu (kontinentālajā) puslodē ir nozīmīgākas nekā dienvidu puslodē, kas ir saistīts ar tās asāku reakciju uz sezonālām izmaiņām dabā. Tas ir īpaši pamanāms mērenajos un subpolārajos platuma grādos, kur vasarā albedo ir pazemināts zaļās veģetācijas dēļ, bet ziemā tas ir palielināts sniega segas dēļ.

Zemes planetārais albedo ir "neizmantotā" īsviļņu starojuma, kas iziet Kosmosā (viss atstarots un daļa no izkliedētā), attiecība pret kopējo Saules starojuma daudzumu, kas nonāk Zemē. Tiek lēsts, ka tas ir 30%.