Kontent qismiga oʻtish

Osmonning diffuz nurlanishi

Vikipediya, ochiq ensiklopediya
Moviy osmonning diffuz nurlanish spektri. Spektr quyosh nurlanishining Fraungofer spektral chiziqlarini va suvning yutilish zonalarini koʻrsatadi.

Diffuz osmon radiatsiyasi – atmosferadagi molekulalar yoki zarrachalar tomonidan sochilganidan keyin yer yuzasiga yetib boradigan quyosh radiatsiyasi. Atmosferada tarqalgan barcha quyosh radiatsiyasining taxminan 2/3 qismi oxir-oqibat Yerga diffuz nurlanish sifatida yetib boradi (agar quyosh ufqdan baland boʻlsa, tushayotgan nurlanishning kamida 25% tarqaladi).

Atmosferada yorugʻlik tarqalishining asosiy mexanizmlari (Reylining tarqalishi, Mie tarqalishi) elastik, yaʼni toʻlqin uzunligini oʻzgartirmasdan nurlanish yoʻnalishi oʻzgaradi.

Nega osmon koʻk?[tahrir | manbasini tahrirlash]

Osmonning koʻk boʻlib koʻrinishiga, havo qisqa toʻlqinli yorugʻlikni uzoq toʻlqinli yorugʻlikka qaraganda koʻproq tarqatadi. Havo gazlari molekulalari sonining yorugʻlik toʻlqin uzunliklariga mutanosib boʻlgan hajmdagi tebranishlari natijasida yuzaga kelgan Rayleigh tarqalishining intensivligi , Qayerda  – toʻlqin uzunligi, yaʼni koʻrinadigan spektrning binafsha qismi qizil rangga qaraganda taxminan 16 marta kuchliroq tarqalgan. Moviy yorugʻlik qisqaroq toʻlqin uzunligiga ega boʻlganligi sababli, koʻrinadigan spektrning oxirida u qizil nurga qaraganda atmosferaga koʻproq tarqaladi. Shu sababli, osmonning Quyosh yoʻnalishidan tashqaridagi maydoni koʻk rangga ega (lekin binafsha emas, chunki quyosh spektridagi radiatsiya intensivligi notekis va spektrning binafsha qismidagi intensivlik kamroq va shuningdek, koʻzning binafsha rangga nisbatan past sezgirligi va koʻk rangga nisbatan koʻproq sezgirligi tufayli, bu nafaqat retinada koʻk-sezgir konuslarni, balki qizil va yashil sezgir konuslarni ham bezovta qiladi).

Quyosh botishi va shafaq paytida toʻgʻridan-toʻgʻri quyosh nuri yer yuzasiga tangensial tarzda tushadi, shuning uchun atmosferada yorugʻlik bosib oʻtgan yoʻl kunduzgiga qaraganda ancha uzoqroq boʻladi. Shu sababli, koʻk va hatto yashil yorugʻlikning koʻp qismi toʻgʻridan-toʻgʻri quyosh nurlaridan yon tomonlarga tarqaladi, shuning uchun quyoshning toʻgʻridan-toʻgʻri nuri, shuningdek, ufq yaqinida u tomonidan yoritilgan bulutlar va osmon qizil rangga ega.

Atmosferaning boshqa tarkibi bilan, masalan, boshqa sayyoralarda, osmonning rangi, shu jumladan quyosh botganda, boshqacha boʻlishi mumkin. Masalan, Marsdagi osmonning rangi qizgʻish pushti[1].

Tarqalish va yutilish atmosferada yorugʻlik intensivligining zaiflashishining asosiy sabablari hisoblanadi. Tarqalish zarracha diametrining yorugʻlik toʻlqin uzunligiga nisbati funksiyasi sifatida oʻzgaradi. Bu nisbat 1/10 dan kam boʻlsa, Rayleigh tarqalishi sodir boʻladi, bunda tarqalish koeffitsienti ga mutanosib boʻladi. . Tarqaladigan zarrachalar kattaligining toʻlqin uzunligiga nisbatan kattaroq nisbatlarida tarqalish qonuni Gustav Mie tenglamasiga koʻra oʻzgaradi; bu nisbat 10 dan katta boʻlsa, geometrik optika qonunlari amaliyot uchun yetarli aniqlik bilan qoʻllaniladi.

Bulutli osmon ostida[tahrir | manbasini tahrirlash]

Havo bulutli boʻlsa, toʻgʻridan-toʻgʻri quyosh nurlarining koʻp qismi yerga yetib bormaydi. Unga yetib borgan narsa havoda muallaq turgan suv tomchilari bilan sinadi. Koʻp tomchilar mavjud va ularning har biri oʻz shakliga ega va shuning uchun oʻz yoʻlida sinadi. Yaʼni bulutlar osmondan yorugʻlikni sochadi va buning natijasida oq yorugʻlik yerga yetib boradi. Agar bulutlar katta boʻlsa, unda yorugʻlikning bir qismi soʻriladi va osmonning rangi kulrang koʻrinadi.

Tarqalish paytida radiatsiya spektral tarkibda unchalik oʻzgarmaydi: bulutlardagi suv tomchilari toʻlqin uzunligidan kattaroqdir, shuning uchun butun koʻrinadigan spektr (qizildan binafsha ranggacha) taxminan teng ravishda tarqaladi. Radiatsiyaning intensivligi nisbatan yupqa bulutlar uchun toʻgʻridan-toʻgʻri quyosh nuri intensivligining 1/6 qismidan eng qalin momaqaldiroqli bulutlar uchun 1/1000 gacha oʻzgarib turadi.

Maʼlumot nuqtalari[tahrir | manbasini tahrirlash]

Rayleighning tarqalishi paytida tarqalgan yorugʻlik toʻliq yoki qisman qutblanganligi sababli (tarqalish burchagiga qarab), osmon yarim sharida toʻrtta nuqta mavjud boʻlib, ulardan nurlanish qutblanmagan.

  • Kashfiyotchi nomi bilan atalgan Arago (A) nuqtasi tuman va tuman boʻlmaganda quyoshga qarshi nuqtadan 20 ° balandlikda, tumanli havoda esa balandroq joylashgan. Shuning uchun atmosferadagi tuman darajasi uning holatiga qarab belgilanadi.
  • 1840-yilda Babinet tomonidan kashf etilgan Babinet nuqtasi (Ba) Quyoshdan 15°-20° balandlikda joylashgan, lekin quyosh diskining yaqinligi tufayli uni kuzatish qiyin.
  • 1840-yilda Bryuster tomonidan kashf etilgan Bryuster nuqtasi (Br) Quyoshdan 15°–20° pastda joylashgan, lekin quyosh diskining yaqinligi tufayli uni kuzatish qiyin.
  • Toʻrtinchi nuqta (IV) yuqori balandlikdagi samolyotlardan kuzatilganda ochiq. U quyosh nuqtasidan 20° pastda joylashgan.

Rasmlar[tahrir | manbasini tahrirlash]

Yana qarang[tahrir | manbasini tahrirlash]

Manbalar[tahrir | manbasini tahrirlash]

  1. Kathy Miles. „The Martian Sky: Stargazing from the Red Planet“ (en). StarrySkies. 2012-yil 3-noyabrda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2012-yil 24-oktyabr.

Havolalar[tahrir | manbasini tahrirlash]