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| ミランコヴィッチメニューへ戻る 太陽フラックス Solar Flux ResearchGate 天文辞典 エネルギー百科事典 内陸水百科事典 Encyclopedia of Energy, 2004 本稿では「太陽フラックス」の定義・概念とととも「太陽フラックス」に関連する主要な論点を出典を付けた論文、事典などから逐次紹介します。 ◆太陽フラックス 出典：エネルギー百科事典、2004年 地球のシャドーコーンの外側の宇宙空間(以下の図参照)で、曇った地球の表面において長期平均の約10倍の太陽エネルギーがあり、宇宙からの電力は曇り空を通ってマイクロ波によって表面に効率よく届けることができる。 ◆太陽フラックス Source:ResearchGate  地心座標系における地球全体の影の円錐（スケールしていない）の形成のスキーム。点Pは地球表面上のGPS局の位置を示す。C は衛星と局の間の光線が全影の境界を横切る点であり、h 0 は地球表面上のこの点の高さである。 ◆電波フラックス 出典｜株式会社平凡社世界大百科事典 第２版 …電波の強さは，地球表面で単位面積(m2)に単位周波数(Hz)当り毎秒ふりそそぐエネルギー量で表す。これを電波フラックス密度という。 太陽電波の場合にはフラックス密度を  を単位として測るのが便利であり，これを太陽フラックス単位solar flux unitと呼んでいる。 電波が放射されるのは，太陽の本体，いわゆる光球ではなく，光球をとりまく高温希薄な大気の中である。…◆太陽フラックス 出典：天文辞典 太陽が放射する電波の放射エネルギー流束（フラックス）を測る際の単位で、 1 SFU  に相当する。たとえば、静穏時の太陽の17 GHz帯でのフラックスは約600 SFUである。◆大気の役割と太陽フラックス 出典：水の光学的性質 D.P.モリス、内陸水百科事典、2009年 地球の大気のすぐ外側の太陽フラックスは「太陽定数」と呼ばれ、約1373 W m −2の値を持ちます。大気中の光の反射、散乱、および吸収により、地球の表面に到達する前にこの量を15〜80％減らすことができます。散乱と吸収はすべての波長に等しく影響を与えるわけではないため、光が大気を透過すると、太陽光のスペクトル分布に大きな変化が生じます。 大気中のガス分子による光の散乱は、  （レイリーの法則で説明されています）。この光の一部は後方散乱されて宇宙に放出され、一部は前方散乱されて天窓として地球の表面に到達します。散乱はλ4に反比例するため、最短波長が優先的に大気中に散乱し、雲ひとつない空が青く見えます。目には見えませんが、短波長の紫外線の大きなフラックスは、（直射日光とは対照的に）散乱天窓として地球の表面に到達する可能性があります。ガス分子に加えて、大気中の粒子状物質と水蒸気（雲として）も光散乱に寄与する可能性があります。 大気による光の吸収は、主に自然に発生する酸素、オゾン、二酸化炭素、および水蒸気の結果です。人為的大気汚染も、一部の地域で重大な影響を与える可能性があります。オゾンは高エネルギーのUV-b放射を強力に吸収し、300nmより短い波長の光が地球の表面に到達するのを本質的に防ぎます。水蒸気と二酸化炭素は、赤外線の特定の帯域を強力に吸収し、「温室効果ガス」として重要です。図1は、大気上と海面での光のスペクトル分布を比較しています。 雲量は、大気中の光の反射と吸収の両方に効果的です。厚い積雲の透過率は10％程度であるのに対し、高層雲の透過率は70％にもなる可能性があります。全日射の透過率は、乾燥した雲ひとつない「クリーンな」大気条件下で86％にもなる可能性があります。 Gates（1962）によると、北ヘミスプのある地域における大気の年間平均透過率は47％でした。空間への光の反射率と後方散乱は34％の損失を占め、19％は大気吸収によって失われました。 ◆大気放射入門 出典：国際地球物理学、2002年 8.3.2.2対流調整 宇宙との唯一のエネルギー交換は放射過程によるものであるため、大気の上部に入射する太陽フラックスは、気候学的な時間スケールで反射された太陽フラックスと放出された赤外線フラックスによってバランスをとる必要があります。 ただし、前のサブセクションで説明したように、表面では、正味の放射フラックスと顕熱および潜熱の対流フラックスとのバランスによって平衡を達成する必要があります。顕熱と潜熱の垂直フラックスは、さまざまなスケールを含む運動によって支配されます。 表面に隣接する約1mmの分子境界層では、顕熱および潜熱フラックスの輸送の主なメカニズムは伝導と拡散です。そのすぐ上の層で、表面層として定義される表面から約数十メートル以内で、顕熱および潜熱フラックスが渦によって上方に伝達されます。 乱流の理論に基づいて、表層は強い垂直ウィンドシアによって特徴付けられ、風速は高さの対数に比例します。この層の上、最大約1 kmは混合層であり、対流によって駆動される熱が、垂直方向の顕熱および潜熱フラックスを輸送する主要な役割を担います。 混合層から対流圏界面まで、顕熱と潜熱の上方への輸送は、総観および惑星規模の循環だけでなく、深い積雲の対流によって支配されています。この地域では、本質的に潜熱から顕熱へのすべての変換は、不可逆的な凝縮プロセスを介して行われます。顕熱および潜熱の輸送に関連する前述の垂直運動のスケールは、一般に対流として分類されます。 気候研究のグローバルモデルで対流を説明する最も簡単な方法は、真鍋とウェザラルド（1967）によって最初に導入された静的安定性の概念に基づく対流調整スキームです。このスキームを提示するために、次の形式の熱力学の第1法則から始めます。  （8.3.15a） ここで、Lは単位質量あたりの潜熱、qは比湿、QRは放射熱交換を表します。この法則を1次元空間のコンテキストで検討してください。局所的な温度変化率は、静的安定性と放射フラックス発散の観点から次の形式で表すことができます。  （8.3.15b） ここで、鉛直速度w = dz / dt、大気減率γ= −∂T /∂z、および  （8.3.16） 乾燥断熱減率、γd= g / Cp、式の最後の項。 （8.3.16）は、飽和比湿勾配による乾燥断熱減率の変更を表します。比湿は一般的に高さとともに減少するため、負の値になります。 γcの値は大気湿度プロファイルに依存し、熱帯から極域まで変化します。 式（1）に示すように、局所的な温度変化率。 （8.3.15b）は、大気の対流性に依存します。これは、大気の安定性と大気中の放射フラックス交換によって決まります。後者の場合、垂直方向の放射束の発散ρQRを-∂F/∂zで表すとします。大気安定度の場合、対流フラックスの発散は次のように書くことができます。  （8.3.17） γ≤γcの場合、対流フラックスの輸送はありません。次のように、温度摂動への対流と放射の寄与を分離することができます。  （8.3.18） 太陽フラックスの大部分は地表で吸収されるため、そのすぐ上の空気はほとんど不安定です。一次元の文脈では、表面から大気への顕熱および潜熱フラックスの垂直輸送は、主に渦運動によるものです。 対流調整方式では、大気は、非対流、表面に接触しない対流、および表面に接触する対流を含む層に分割されます。非対流層の場合、垂直渦フラックスに変化がないため、  （8.3.19） 調整は行われません。表面と接触していない対流層では、全ポテンシャルエネルギーが層内に保存されている条件下で、臨界減率γcを使用して垂直温度プロファイルを数値的に調整します。あれは、  （8.3.20） ここで、ztとzbは、それぞれ不安定なレイヤーの上部と下部の高さを示します。これは、大気の減率が臨界減率を超えると対流が発生することを意味します。次に、対流により、臨界減率が確立されるまで熱が上方に輸送され、その結果、総エネルギーが節約された状態で温度が再分配されます。対流層が表面に接触している場合、表面からの熱流束を考慮する必要があります。したがって、  （8.3.21） ここで、F（0）は表面での正味の放射フラックスです。 式に基づいて。 （8.3.19）-（8.3.21）、イター（∂T/∂t）の計算のために、相対的な手順を構築することができます。この手順は表面から始まり、超臨界減率のすべての層が除去されるまで、その上の層を徐々にスキャンします。このプロセスは、各タイムステップで繰り返されます。気温はまず、放射加熱速度と冷却速度のバランスに基づいて構築されます。次に、表面での太陽とIRの正味フラックスのバランスから表面温度が計算されます。太陽フラックスは表面を加熱するので、正味の上向きフラックスがあり、それは式（1）に従って表面の上の層に分布します。 （8.3.21）。温度を段階的に調整し、式を使用します。 （8.3.20）層が対流的に不安定であるときはいつでも、すべての超臨界減率を排除します。一次元気候モデルへの適用の場合、臨界減率γcは通常、世界平均の条件で6.5 K km-1であると想定されます。この数値は、対流圏の気候学的大気温度プロファイルの解約失効率がこの値に近いという事実に基づいています。 Manabe and Wetherald（1967）は、二酸化炭素と太陽入力の放射強制力を調べるために、上記の放射対流モデルの最初の実験を実行しました。イチジク。 8.9bは、平衡温度の垂直分布に対する雲の影響を示しています。平均的な曇りで、このプロファイルは標準的な大気プロファイルに近いです。雲を含まない温度は、雲を含む温度よりもはるかに高くなります。表面温度には最大20Kの差が見られます。温度差は高さとともに減少します。 ◆地球のエネルギー収支 出典：ブリンドリー、J.E。ラッセル、包括的なリモートセンシング、2018年 5.04.4.3.1反射された太陽フラックス GERBの反射太陽フラックスは、主に経験的な角度分布モデルを使用して放射輝度から導出されます。これらは、熱帯降雨観測衛星（TRMM）でCERES機器によって取得された広帯域観測と、欠落している観測条件を埋めるために使用されるいくつかの補足モデリングから構築されています（Loeb et al。、2003）。 観測データは、下にある表面、雲量、雲の光学的厚さ、雲の位相に応じて、さまざまなシーンタイプに階層化されます。昼行性の対称性が想定され、各シーンクラスの太陽天頂角の関数として広帯域アルベドが提供されます。次に、各太陽天頂角とクラスの各角度表示範囲のエネルギーの割合は、異方性係数Rによって記述されます。 これは、表示天頂角と、表示ベクトルと太陽ビームの間の相対方位角の関数です。 GERB処理は、シーンを決定し、空間的に再配分されたGERB反射太陽放射輝度にを掛けることにより、HRピクセルスケールで反射太陽フラックスを推定します。ここで、R 'は、観測されたシーンタイプの角度分布モデルによって提供される異方性係数であり、太陽天頂角に3線形補間され、GERB観測の天頂角と相対方位角を表示します。 各GERB観測にシーンタイプを割り当てるために、固定表面タイプマップが使用され、SEVIRIピクセルレベル、雲の位相のリアルタイム検索、および光学的厚さが使用されます（Ipe et al。、2007）。雲の位相の決定では、SEVIRI10.8μmチャネルを使用します。 このチャネルは、この輝度温度が255 K未満の場合は氷として分類され、それ以外の場合は水として分類されます。雲の光学的厚さは、0.6または0.8μmのSEVIRIチャネル反射率を使用して、各SEVIRIピクセルに対して取得されます。これは、どちらがより良い雲/明確なコントラストを提供するかに応じて異なります。実際には、これは、検索で海上で0.8μmのチャネルを使用し、他のすべての表面で0.6μmを使用することを意味します。 雲の光学的厚さは、同じ条件下で非常に厚い雲に期待される差によってスケーリングされた、観測された反射率と晴天の反射率の差から決定されます。このスケーリングされたコントラストから光学的厚さへの変換では、特定の晴天の反射率と観測ジオメトリのシミュレーションから導出された関数を使用します。 関数を選択し、スケーリングされたコントラストを決定するために使用される晴天の反射率は、その時刻におけるその場所のSEVIRI観測の20〜60日から決定されます。ほぼリアルタイムで実行される運用処理の場合、以前の観測のみが晴天の参照に寄与しますが、再処理の場合、参照期間は現在の時刻に集中します。どちらの場合も、使用される日数は、予想される曇りと晴天の反射率の季節変動に応じて、事前定義された方法で場所によって異なります。 雲の光学的厚さのしきい値は、各SEVIRIピクセルを透明または曇りとして分類し、この雲マスクを使用して、HRピクセルスケールで雲の割合を決定します。光学的厚さの対数の分類された曇ったピクセルの平均は、関連するHR雲の光学的厚さを示し、最も一般的な位相が雲を定義します。s氷または水。基礎となる表面マップと組み合わせて、これらのパラメーターは、反射された太陽フラックスを決定するために使用される角度分布モデルを決定します。 反射された太陽フラックスの忠実度は、表示されたシーンに適切に適用された経験的な角度分布モデルに依存します。これには、GERBシーンの分類がCERES-TRMM観測に適用される分類と一致している必要があります。また、CERES-TRMM観測から得られた角度分布情報が、GERB観測の特定の条件をキャプチャしていることも前提としています。 ◆内水に光を当てる 出典：ROBERT G. WETZEL、陸水学（第3版）、2001年 B.光の吸収 原子および分子による光エネルギーの吸収は、原子および分子の電子が光子のエネルギー状態に対応する周波数で共鳴するときに発生する可能性があります。電子と光子の衝突では、電子は光子によって失われたエネルギーの量子を獲得します。光子によって与えられる量子エネルギーは周波数に関連して機能し、各分子種または原子種には固有の吸収特性またはバンドのセットがあるため、この基本的な光化学的関係を念頭に置くことが重要です。生命は特定の周波数の光子の量子エネルギーに反応します。 図5-1のように、太陽フラックスのエネルギー分布を波長に対してプロットすると、太陽光の最大単色強度が可視スペクトルの青緑色部分で発生しているように見えます。これは、日射の表現方法によって引き起こされる錯覚です。データ。曲線の任意の部分の下の面積がエネルギーに正比例する周波数に対してエネルギーを表すことは、より意味があります（図5-3）。プランクの法則に従って、電磁スペクトルの光子のエネルギーは周波数に比例し、波長に反比例します。  図5-3。地球の大気圏外および太陽光線に垂直な表面の海面で受信した、地球からの平均太陽距離での太陽スペクトル（太陽定数2.00 cal cm − 2 min −1）。横軸の周波数（cm − 1）は、波数（v1）、つまり1 cmあたりの波長数を表し、したがって、波長の逆数に等しくなります。 （ゲイツ、1962年から変更。）Copyright©1962 e =光子のエネルギー、エルグ h =プランク定数、6.63×10−27エルグ v =放射線の周波数（cps）。 エネルギーを周波数に対して表すと（図5-3）、太陽放射照度の真の最大エネルギーは、1000 nm（1 mm）よりやや長い波長の赤外線に見られます。放射照度の中央値は、可視範囲をわずかに超える、周波数14,085 cm -1（=波長710 nm）の近赤外線で発生します。 入射する放射線の大部分（29％）は、1000 nmを超える波長（周波数<10,000 cm -1）で発生し、可視範囲の赤色部分を50％超えています。このエネルギーの分布は、太陽放射が地球の大気を通過するときにいくらかシフトします（図5-3）。ただし、水面に当たる放射照度の大部分は太陽スペクトルの赤外線部分にあり、水系に大きな熱影響を与えるということです。 波長（l）は、後で説明するように、光だけでなく水の動きの周期的な波の動きの定量的パラメータです。これは、隣接する波頭間の直線距離として簡単に定義され、cm単位で光速（c = 2.998 1010 cm s − 1）を周波数（v）で割った1秒あたりのサイクル数（cps）に等しくなります。 波長は、1 cmあたりの波長数、または波長の逆数である波数（v1、またはk）として表されることもよくあります。 光の速度は、密度が増加する透明な材料を通過するときに、ほぼ直線的に減少します（表5-1）。 （一般的に使用される長さと放射照度の単位の変換表は、付録に記載されています。） 表5-1。光速（589 nm、ナトリウムDライン） 中速（cm s − 1） 真空2.9979×1010 空気（760 mm、0°C）2.9972×1010 水2.2492×1010 ガラス1.9822×1010 ◆大気放射入門 国際地球物理学、2002年 3.2.1.4 その他のマイナーガス NO2分子は、UVおよび0.2〜0.7μmの波長範囲の可視部分で太陽フラックスを吸収します。地上ベースの太陽光計測定を使用してエアロゾルとオゾンを取得するには、正確な吸収断面積が必要です（セクション7.2.1を参照）。表3.1に記載されているNO、N2O、H2O、CO2、およびその他の微量ガスのUV吸収断面積は、多くの研究者によって測定されており、大気化学および中層および上層大気のイオン化の議論において重要です。ただし、発生量が少なすぎるか、高レベルで解離するため、これらのガスはUVで比較的少ないエネルギーを吸収し、O2とO3の吸収によって影が薄くなります。特に光化学プロセスに関連するUVの最も重要な吸収帯を表3.2に示します。 表3.2。大気中の光化学に関連する重要な吸収スペクトル領域 波長範囲（Å）アブソーバー主な位置 1000-1750 O2 Schumann — Runge continuum Thermosphere O21216 ライマンα線中間圏 1750–2000 O2 Schumann —ルンゲバンド中間圏 2000–2420O2 ヘルツバーグ連続体。 O3ハートレーバンド成層圏 2420〜3100O3 ハートレーバンド。 O（1D）形成成層圏 3100-4000O3 ハギンズバンド; O（3P）形成成層圏/対流圏 4000〜8500O3 チャップイスバンド対流圏 内水に光を当てる ROBERT G. WETZEL、陸水学（第3版）、2001年 B.光の吸収 原子および分子による光エネルギーの吸収は、原子および分子の電子が光子のエネルギー状態に対応する周波数で共鳴するときに発生する可能性があります。電子と光子の衝突では、電子は光子によって失われたエネルギーの量子を獲得します。光子によって与えられる量子エネルギーは周波数に関連して機能し、各分子種または原子種には固有の吸収特性またはバンドのセットがあるため、この基本的な光化学的関係を念頭に置くことが重要です。生命は特定の周波数の光子の量子エネルギーに反応します。 図5-1のように、太陽フラックスのエネルギー分布を波長に対してプロットすると、太陽光の最大単色強度が可視スペクトルの青緑色部分で発生しているように見えます。これは、日射の表現方法によって引き起こされる錯覚です。データ。曲線の任意の部分の下の面積がエネルギーに正比例する周波数に対してエネルギーを表すことは、より意味があります（図5-3）。プランクの法則に従って、電磁スペクトルの光子のエネルギーは周波数に比例し、波長に反比例します。 サインインしてフルサイズの画像をダウンロードする 図5-3。地球の大気圏外および太陽光線に垂直な表面の海面で受信した、地球からの平均太陽距離での太陽スペクトル（太陽定数2.00 cal cm − 2 min −1）。横軸の周波数（cm − 1）は、波数（v1）、つまり1 cmあたりの波長数を表し、したがって、波長の逆数に等しくなります。 （ゲイツ、1962年から変更。）Copyright©1962 どこ： e =光子のエネルギー、エルグ h =プランク定数、6.63×10−27エルグ v =放射線の周波数（cps）。 エネルギーを周波数に対して表すと（図5-3）、太陽放射照度の真の最大エネルギーは、1000 nm（1 mm）よりやや長い波長の赤外線に見られます。放射照度の中央値は、可視範囲をわずかに超える、周波数14,085 cm -1（=波長710 nm）の近赤外線で発生します。入射する放射線の大部分（29％）は、1000 nmを超える波長（周波数<10,000 cm -1）で発生し、可視範囲の赤色部分を50％超えています。このエネルギーの分布は、太陽放射が地球の大気を通過するときにいくらかシフトします（図5-3）。ただし、水面に当たる放射照度の大部分は太陽スペクトルの赤外線部分にあり、水系に大きな熱影響を与えるということです。 波長（l）は、後で説明するように、光だけでなく水の動きの周期的な波の動きの定量的パラメータです。これは、隣接するcr間の直線距離として簡単に定義されます。波の推定値であり、cm単位で光速（c = 2.998 1010 cm s − 1）を周波数（v）で割った1秒あたりのサイクル数（cps）に等しい： |