Ứng dụng mạng Thần kinh nhân tạo dự báo một số yếu tố khí tượng cho khu vực đồng bằng phía bắc Việt Nam

Mục lục
Mục lục 1
Mở đầu 2
Chơng 1: tổng quan 4
1.1 Tình hình nghiên cứu và ứng dụng mạng TKNT 4
1.2. Các đặc trng vật lý cơ bản của bức xạ 7
1.3. Sự hấp thụ bức xạ trong khí quyển 14
1.4. Sự khuếch tán bức xạ trong khí quyển 18
1.5. Cách tính bức xạ sóng ngắn trong khí quyển 20
1.6. Chế độ nhiệt và bức xạ ở khu vực đồng bằng phía bắc 26
Chơng 2: cơ sở lý thuyết mạng thần kinh nhân tạo (TKNT) 29
2.1. Các khái niệm cơ bản về mạng thần kinh nhân tạo 29
2.2. Các quy tắc và phơng pháp xây dựng mạng TKNT 38
2.3. Các loại mạng TKNT và ứng dụng 45
Chơng 3: ứng dụng mạng tknt dự báo một số yếu tố khí tợng
cho khu vực đồng bằng phía bắc việt nam 57
3.1.Giới thiệu phần mềm NeuroSolutions 58
3.2.Một số kỹ thuật phụ trợ 60
3.3. Các chỉ số đánh giá, so sánh 61
3.4. Kết quả 63
Kết luận 78
Tài liệu tham khảo 81
1
Mở đầu
Bức xạ Mặt trời là nguồn năng lợng chủ yếu và vô cùng quý giá đối với trái
đất. Nó quyết định đến sự biến đổi khí hậu, sự sống của con ngời. Chính điều đó đòi
hỏi con ngời phải biết khai thác triệt để và sử dụng nguồn năng lợng này một cách
có hiệu quả nhất. Nghiên cứu giảm thiểu những ảnh hởng xấu đến sự sống của con
ngời và động thực vật nhằm mục tiêu phát triển bền vững. Trong những thập kỷ gần
đây, ở những nớc tiên tiến ngời ta không chỉ mở rộng mạng lới đo đạc, nghiên cứu
quy luật biến đổi theo không gian và thời gian của các yếu tố bức xạ Mặt Trời, mà

còn đi sâu thêm nghiên cứu phân bố năng lợng trong những dải phổ hẹp của trực xạ,
tổng xạ nh C.P.Jacovide đã nhận xét: Với sự gia tăng ứng dụng của phổ bức xạ nh:
Pin Mặt Trời, bình thu nhiệt và những ứng dụng trong môi trờng, nông nghiệp thúc
đẩy nghiên cứu không chỉ với bức xạ tổng cộng của Mặt Trời tại mặt đất mà còn
trong từng thành phần phổ của nó
Quả thực, những nghiên cứu về năng lợng mặt trời có ý nghĩa rất lớn trong
nông nghiệp, trong công nghiệp chiếu sáng và năng lợng nhiệt cho các công trình
xây dựng, và tất nhiên, trong nghiên cứu khí tợng. Hơn thế nữa, vai trò của năng l-
ợng mặt trời ngày càng tăng cũng thúc đẩy những nghiên cứu sâu hơn và đầy đủ hơn
về năng lợng mặt trời.
Có nhiều nguyên nhân về kinh tế và môi trờng thúc đẩy sự xúc tiến nghiên
cứu nguồn năng lợng này, đó là: sự phá hủy môi trờng do tiêu thụ khí ga, xăng,
dầu ; sự lo ngại về mức tăng khí CO và CO2 trong khí quyển có thể dẫn đến phá
hủy tầng ozon và sự sống trên trái đất; viễn cảnh về sự thiếu hụt dầu và khí ga trong
một vài thập kỷ tới nếu mức khai thác hiện nay vẫn đợc duy trì; nhu cầu của các
ngành và các khu công nghiệp mới, các nớc có nền kinh tế phát triển, sự thiếu hụt
nguồn nớc đối với các công trình thủy điện và các mối đe dọa khác khi giá dầu thế
giới tiếp tục tăng cao.
Xuất phát từ những nguyên nhân đó, năng lợng mặt trời đợc xem là nguồn
năng lợng sạch, đầy hứa hẹn, thay thế cho năng lợng dầu mỏ đang đợc khai thác
triệt để hiện nay. Nguồn năng lợng này rất dồi dào ở các nớc và khu vực nhiệt đới.
Những hạn chế của năng lợng mặt trời hiện nay là giá thành của nó còn quá đắt, tính
chất dao động mạnh phụ thuộc vào điều kiện thời tiết. Tuy nhiên đó sẽ không phải là
những vấn đề trong một vài thập kỷ tới, khi khoa học dự báo thời tiết, khoa học năng
lợng đều đã có những tiến bộ đáng kể trong thời gian gần đây. Do đó, những nghiên
cứu về tiềm năng, sự biến đổi theo thời gian, và khả năng dự báo bức xạ mặt trời là
rất cần thiết. Nhu cầu thực tế đòi hỏi những dự báo năng lợng mặt trời chính xác hơn
2
so với những gì các mô hình khí hậu ngày nay đã làm đợc. Gần đây nhất, tác giả
Ricardo A. Guarnieri và cộng sự [24] đã sử dụng mạng TKNT điều chỉnh kết quả dự

báo bức xạ mặt trời của mô hình quy mô vừa Eta cho khu vực nam Brazil, kết quả đ-
ợc đánh giá là khả quan và có ý nghĩa thực tiễn, giúp cải thiện đáng kể dự báo của
mô hình (sai số của mô hình giảm 20 30%).
Cùng với bức xạ, nhiệt độ tối cao là một trong các yếu tố khí tợng từ lâu ít đ-
ợc quan tâm đúng mức. Nhiệt độ tối cao đặc biệt có ý nghĩa đối với sản xuất nông
nghiệp, ngành xây dựng, và tất nhiên là trong khoa học khí tợng, đặc biệt là trong
những tháng mùa hè.
Trong tập luận văn này, để xây dựng mạng TKNT dự báo hai yếu tố khí tợng
là tổng xạ và nhiệt độ tối cao, tôi sử dụng số liệu quan trắc của các yếu tố: Bức xạ
tổng cộng (Tổng xạ), nhiệt độ tối cao của 4 trạm: Láng (Hà Nội), Phủ Liễn (Hải
Phòng), Yên Định (Thanh Hóa) và Vinh (Nghệ An) trong vòng 10 năm (1981 -
1990) kết hợp với sử dụng các số liệu tái phân tích của NCEP của các yếu tố: tổng
xạ ngày tại bề mặt, tổng xạ đến đỉnh của khí quyển, nhiệt độ trung bình ngày, nhiệt
độ tối cao, độ ẩm tuyệt đối tầng 1000mb, độ ẩm tơng đối bề mặt, lợng mây trung
bình ngày, tổng lợng nớc khả giáng trong cột khí quyển, các thành phần gió bề mặt,
độ dày lớp khí quyển giữa các mực 1000, 850 và 500mb,
Ngoài phần mở đầu, kết luận, tài liệu tham khảo, luận văn gồm 3 chơng:
Chơng I: Tổng quan
Chơng II: Cơ sở lý thuyết về mạng TKNT
Chơng III: ứng dụng mạng TKNT dự báo một số yếu tố khí tợng cho
khu vực đồng bằng phía Bắc Việt Nam.
3
Chơng 1: tổng quan
1.1 Tình hình nghiên cứu và ứng dụng mạng TKNT
Các công nghệ mới trong kỹ thuật, vật lý, đặc biệt là vật lý khí quyển, sinh
học đã làm nảy sinh một loạt các vấn đề phi tuyến, bất ổn định và phức tạp. Để
giải đợc các bài toán đó đòi hỏi phải có các công cụ xử lý, tính toán phi tuyến, trong
số các công cụ đó, mạng thần kinh nhân tạo (TKNT) tỏ ra có u thế vợt trội. Mạng
TKNT đáp ứng đợc nhu cầu vì nó đợc luyện trên các mẫu, sử dụng các công cụ
thống kê và giả thuyết tối u. Có nhiều loại mạng TKNT khác nhau, trong đó có

mạng truy hồi, mạng nhận thức đa lớp và mạng thời gian trễ. Việc sử dụng mạng
truy hồi nh một công cụ dự báo ngày càng thể hiện nhiều u điểm trên nhiều lĩnh vực
nhờ vào khả năng liên kết giữa các lớp, các phần tử hoạt động
1
trong mạng.
Quá trình phát triển của mạng TKNT trải qua nhiều giai đoạn khác nhau, đợc
đánh dấu bằng các mốc quan trọng: những năm 40 của thế kỷ 20 đánh dấu những
phát triển đỉnh cao đầu tiên với các nghiên cứu của McCulloch và Pitts (1943); nhng
mãi đến năm 1949, Hebb đa ra thuật toán học đầu tiên của mạng, gọi là thuật toán
Hebb, mạng TKNT chính thức ra đời và khẳng định khả năng tính toán trong các bài
toán phi tuyến. Dấu mốc thứ hai xuất hiện những năm 60 với giả thuyết hội tụ của
mạng nhận thức của Rosenbatt (1960), thành công đầu tiên trong lĩnh vực mạng
TKNT là nơron thích ứng tuyến tính ADALINE
2
và nơron thích ứng tuyến tính
đa biến - MADALINE
3
do Widrow và Hoff (1960) phát triển; sau đó, Minsky cùng
Papert chỉ ra hạn chế của mạng nhận thức đơn giản (1969). Kết quả của Minsky và
Papert đã làm thất vọng nhiều nhà khoa học, đặc biệt là các nhà khoa học trong
ngành khoa học tính toán lúc bấy giờ. Chính những công bố này đã làm chậm tiến
trình phát triển của mạng TKNT gần 20 năm. Mãi đến những năm 80, mạng TKNT
mới có đợc những thành tựu đáng chú ý mới. Đó là công trình của Hopfield [16] với
cách tiếp cận dới khía cạnh năng lợng và thuật toán học lan truyền ngợc cho mạng
nhận thức đa lớp. Nhiều ngời nhắc đến công trình này của Hopfield nh một sự khởi
đầu thứ hai cho mạng TKNT. Sau đó công trình đợc tiếp tục phát triển và công bố
rộng rãi năm 1986 trong bài viết của Rumelhart và cộng sự. Từ đó đến nay, cùng với
sự phát triển của công nghệ thông tin và truyền thông, cộng đồng ngời sử dụng
mạng TKNT tăng lên đáng kể và đợc mở rộng trên nhiều lĩnh vực. Trong khí tợng
học, đã có nhiều nhà khí tợng học trên thế giới và Việt Nam sử dụng mạng TKNT

nh những công cụ thống kê cho các bài toán phức tạp giúp hiệu chỉnh sản phẩm mô
hình số, tái tạo và bổ xung số liệu, tính toán tổng lợng ozon trong khí quyển
1
Processing Elements
2
ADAptive LInear Neuron
3
Multiple ADALINE
4
Do tính đa dạng của các loại mạng khác nhau nên rất khó cho việc phân loại
mạng, nhng trong luận văn này, tôi cũng cố gắng đa ra một cách phân loại phổ biến
nhất mà đã đợc nhiều tác giả trình bày. Sự phân loại ở đây chỉ áp dụng cho các thuật
toán và các phơng pháp học phổ biến đợc dùng trong mạng TKNT, có thể còn nhiều
thuật toán cũng nh phơng pháp khác nhng do không đợc sử dụng rộng rãi nên cũng
không đợc đa vào phân loại trong luận văn này.
Bảng 1: Phân loại mạng TKNT và ứng dụng [21]
ứng dụng Thuật toán Học có điều kiện Học không điều kiện
Phát hiện
mối liên hệ
Hopfield (Zurada, 1992; Haykin,
1994)
- Hebbian (Zuruda, 1992;
Haykin, 1994; Kung,
1993)
Nhận thức đa lớp (Zuruda, 1992;
Carling, 1992; Haykin, 1994;
Bishop, 1995; Patterson, 1996)
Lan truyền ngợc
(Zuruda, 1992; Haykin,
1994; Bishop, 1995;)

-
Phân loại,
nhận dạng
Nhận thức đa lớp (Zuruda, 1992;
Carling, 1992; Haykin, 1994;
Bishop, 1995)
Các hàm xuyên tâm cơ sở (Zuruda,
1992; Bishop, 1995)
Lan truyền ngợc
Bình phơng tối thiểu
-
Trung bình k phần tử
(Bishop, 1995)
5
Bảng 1: Phân loại mạng TKNT và ứng dụng (tiếp)
Phân tích
đặc trng
Nhân tố cạnh tranh (Zurada, 1992;
Haykin, 1994)
Kohenen (Zurada, 1992; Haykin,
1994)
Nhận thức đa lớp (Kung, 1993)
Phân tích thành phần đặc trng
(Zurada, 1992; Kung, 1993)
-
-
Lan truyền ngợc
-
Nhân tố cạnh tranh
(competitive)

Kohenen
-
Thuật toán Oja (Zurada,
1992; Kung, 1993)
Dự báo
Mạng thời gian trễ (Zurada, 1992;
Kung, 1993, de Vries và Principe,
1992)
Mạng truy hồi toàn phần (Zurada,
1992)
Lan truyền ngợc theo
thời gian (BPTT)
-
Tính đến nay, trên thế giới đã có rất nhiều công trình nghiên cứu ứng dụng
mạng TKNT đợc công bố trên các tạp chí, gần đây nhất là vào tháng 4 năm 2006,
Ricardo A. Guarnieri cùng đồng nghiệp [24] đã sử dụng mạng TKNT hiệu chỉnh dự
báo tổng xạ của mô hình khí hậu khu vực Êta, trớc đó, vào tháng 1 năm 2000, David
Silverman và John A. Dracup [11] đã dùng mạng TKNT dự báo ma ở khu vực
California, năm 2002, luận văn Thạc sỹ của Bin Li [7] (Đại học Georgia, Hy Lạp) đã
sử dụng mạng TKNT là công cụ nội suy trờng khí tợng về trạm thay cho các phơng
pháp nội suy truyền thống và nhiều công trình nghiên cứu chuyên biệt về lĩnh vực
mạng TKNT đáng chú ý khác nh các công trình của Danilo P. Mandic [9], Hopfield
[16], Jose C. Principe [18], Lakhmi C. Jain và N.M. Martin [19], Marcelo C.
Medeiros và đồng nghiệp [20], Pattrick van der Smagt và Ben Krose [21] và S.
Haykin [25].
Còn ở Việt Nam, các tác giả Lê Xuân Cầu [1] đã ứng dụng mạng TKNT dự
báo lũ trong thủy văn, tác giả Nguyễn Hớng Điền và cộng sự cũng đã có nhiều công
trình nghiên cứu ứng dụng mạng TKNT trong dự báo khí tợng thủy văn [3, 4]. Tất cả
các công trình trên đều có chung kết luận: Mạng TKNT đã cải thiện đáng kể kết quả
dự báo so với các phơng pháp khác.

6
1.2. Các đặc trng vật lý cơ bản của bức xạ
a. Bản chất của bức xạ
Năng lợng đợc truyền từ nơi này đến khác dới 3 dạng: quá trình truyền dẫn
liên quan đến vận chuyển năng lợng động lợng của nguyên tử và phân tử (thờng biểu
hiện dới dạng nhiệt). Do đó, nếu một đầu của thanh kim loại bị đốt nóng thì phân tử
kim loại ở đó sẽ chuyển động nhanh hơn, va chạm với các phân tử khác và truyền
động lợng cho chúng. Đến lợt nó, các phân tử này lại truyền động lợng đó cho các
phân tử xung quanh; và kết quả là nhiệt lợng đợc truyền đến đầu thanh kim loại bên
kia.
Năng lợng cũng có thể đợc vận chuyển thông qua sự vận chuyển vật lý của
vật chất. Trong chất khí và chất lỏng, sự vận chuyển năng lợng này đợc biết đến là
quá trình đối lu. Theo nghĩa rộng của từ đối lu nó không chỉ bao gồm vận chuyển
năng lợng theo chiều thẳng đứng khi lớp không khí hoặc chất lỏng bên dới bị đốt
nóng mà nó còn là sự khuyếch tán rối và bình lu nhiệt theo mọi hớng.
Và cuối cùng, năng lợng còn có thể đợc truyền từ vật thể này sang vật thể
khác nhờ các sóng điện từ có hoặc không có sự tồn tại của một phơng tiện vật lý
trung gian, thông qua quá trình bức xạ. Năng lợng điện từ lan truyền theo đờng
thẳng và với một vận tốc không đổi trong chân không.
c 3.00x10
10
cm/s
Bức xạ đợc đặc trng bởi bớc sóng, , là khoảng cách giữa hai đỉnh sóng liên
tiếp; hoặc bởi tần số, , là số đỉnh sóng đi qua một điểm cố định trong một đơn vị
thời gian. Rõ ràng rằng:
. = c
Chi tiết về các loại sóng và bớc sóng trong không gian xem bảng 2.
b. Bức xạ mặt trời
Mặt trời là một ngôi sao (định tinh) gần chúng ta nhất. Nó là một quả cầu lửa
khổng lồ, có đờng kính khoảng 1 390 600 km (gấp 109 lần đờng kính trái đất), thể

tích 1,41.10
18
km
3
,

khối lợng khoảng 1.10
30
kg (gấp hơn 330 000 lần trái đất). Trái
đất quay xung quanh mặt trời theo một quĩ đạo elíp gần tròn (mặt trời ở một tiêu
điểm) mà khoảng cách ngắn nhất từ mặt trời đến trái đất là 147 triệu km (ngày 3
tháng 1) khoảng cách xa nhất là 152 triệu km (ngày 5 tháng 7), khoảng cách trung
bình là 149,5 triệu km (ánh sáng truyền mất hơn 8 phút). Mặt trời bức xạ liên tục l-
ợng bức xạ khổng lồ ra xung quanh. Lợng bức xạ mặt trời lớn tới mức có thể làm tan
và bốc thành hơi một vỏ nớc đá dầy 12m bọc quanh nó trong vòng 1 phút. Tuy
7
nhiên, khí quyển trái đất chỉ hứng đợc một phần 2 tỷ lợng bức xạ của mặt trời. Tuy
vậy, lợng bức xạ này cũng rất lớn, vào khoảng 1,5.10
28
J mỗi ngày [2].
Bức xạ mặt trời trên đờng tới trái đất bị nhiều tác dụng làm suy yếu cho nên
phổ bức xạ mặt trời mà ta quan trắc đợc trên trái đất không giống nh phổ bức xạ tại
gốc của mặt trời. Ngời ta thấy phổ bức xạ điện từ của mặt trời rất rộng, từ tia
Gamma đến sóng vô tuyến.
Bảng 2: Các loại bức xạ và bớc sóng trong không gian
Loại bức xạ Bớc sóng
Tia có bớc sóng trong chân không < 10
-5
àm
Tia Rơnghen (X)

10
-5
< 10
-2
àm
Tia cực tím
10
-2
<0,38 àm
ánh sáng nhìn thấy
0,38 < 0,76 àm
Tia hồng ngoại
0,76 < 3000 àm
Sóng vô tuyến
có 3000 àm
Những kết luận về bức xạ của mặt trời có thể chỉ ra là:
- Phổ bức xạ mặt trời tơng tự nh của vật đen tuyệt đối. Nếu chúng ta đo tổng
năng lợng nhận đợc từ mặt trời tới một đơn vị diện tích trong một đơn vị thời gian và
tính toán nhiệt độ của vật đen theo định luật Stefan-Boltzmann ứng với tổng năng l-
ợng đó thì ta nhận đợc nhiệt độ của mặt trời là 5750
0
K. Mặt khác, chúng ta cũng có
thể do bức xạ nh là một hàm của bớc sóng, ứng với năng lợng phát xạ cực đại, và
tính toán nhiệt độ vật đen từ định luật Wien1. Bức xạ cực đại là 0.4740àm, tơng ứng
với nhiệt độ 6108
0
K. Hiển nhiên mặt trời không phải là vật đen tuyệt đối vì hai nhiệt
độ này không thống nhất với nhau. Sự khác biệt này là do sự hấp thụ sóng ngắn của
lớp khí phía ngoài mặt trời (sự hấp thụ này không ảnh hởng đến phát xạ cực đại -
0.4740àm nhng lại ảnh hởng đến năng lợng rọi tới trái đất). Tuy nhiên, gần đúng

vật đen tuyệt đối của mặt trời là thích hợp cho rất nhiều mục đích khác nhau.
- Cờng độ phát xạ năng lợng của mặt trời là rất ổn định: Những đo đạc về độ
rọi của bức xạ mặt trời đã đợc S.P. Langley và đặc biệt là C. G. Abbot thực hiện từ
nhiều năm trớc đây. Sự thay đổi khoảng cách giữa mặt trời và trái đất trong năm có
thể dễ dàng đợc đa vào tính toán, nhng những biến đổi về sự hấp thụ của khí quyển
lại gây ra rất nhiều khó khăn. Phơng pháp hiệu quả nhất đợc Abbot và các đồng
nghiệp đa ra là:
8

=

z
dzk
z
eSS



cos
0
trong đó, S

z
là độ rọi bức xạ mặt trời đơn sắc tại mực z
S

0
là độ rọi bức xạ mặt trời đơn sắc tại giới hạn trên của khí quyển
k

là hệ số suy yếu khối đơn sắc
là mật độ không khí
là góc thiên đỉnh của mặt trời
Và giá trị này đợc Abbot tính toán ra là khoảng 1.00 cal/cm
2
/phút (1cal/cm
2
còn đợc gọi là 1 langley, ký hiệu là ly) đối với mặt phẳng vuông góc với tia sáng mặt
trời ở khoảng cách trung bình giữa trái đất và mặt trời (152 triệu km) và đợc gọi là
hằng số mặt trời.
Về sau, nhờ những thiết bị hiện đại, ngời ta có thể xác định đợc giá trị chính
xác hơn của hằng số mặt trời. Năm 1986, Hội nghị Quốc tế ở Davos (Thụy Sỹ) đã
chấp nhận giá trị S
o
= 1367 W/m2 = 1.968 cal/cm2/phút.
Các nghiên cứu còn cho thấy hằng số mặt trời và phổ bức xạ của mặt trời có
biến đổi theo thời gian, nhất là vùng phổ bức xạ cực tím, ảnh hởng tới sự hấp thụ
năng lợng ở các mực trên của khí quyển.
c. Các dòng bức xạ trong khí quyển
Trái đất nhận năng lợng bức xạ chủ yếu từ mặt trời. Năng lợng đến trái đất từ
các thiên thể khác trong vũ trụ là không đáng kể. Khi truyền trong khí quyển, do
tính bất đồng nhất về mặt quang học, về trạng thái lý hoá của khí quyển, bức xạ mặt
trời bị hấp thụ và khuếch tán. Phần khá lớn của bức xạ mặt trời đến đợc mặt đất dới
dạng chùm tia song song đợc gọi là bức xạ trực tiếp hay trực xạ. Phần bức xạ bị khí
quyển khuếch tán từ mọi điểm của vòm trời đến mặt đất gọi là bức xạ khuếch tán
hay tán xạ. Tổng của trực xạ và tán xạ gọi là bức xạ tổng cộng hay tổng xạ.
Bức xạ mặt trời khi đến mặt đất, phần cơ bản bị hấp thụ chuyển thành nhiệt
đốt nóng mặt đất, phần khác bị phản xạ trở lại khí quyển. Phần bức xạ mặt trời bị
mặt đất hay khí quyển (chủ yếu do mây) phản xạ trở lại đợc gọi là bức xạ phản
chiếu hay phản xạ.

Mức độ hấp thụ bức xạ của mặt đệm lớn hơn rất nhiều so với khí quyển vì khí
quyển về cơ bản là môi trờng khuếch tán bức xạ, chứ hấp thụ thì rất ít, trừ mây. Nói
chung, phần bức xạ do mặt đệm hấp thụ thờng gấp ba lần phần bức xạ do khí quyển
hấp thụ.
9
h
o
Hình 1: Để tính trực xạ trên mặt
ngang
Đến lợt mình, do bị đốt nóng, mặt đất trở thành nguồn phát xạ nhiệt hớng tới
khí quyển. Bức xạ phát ra từ mặt đất gọi là bức xạ mặt đất. Tơng tự nh vậy, khí
quyển cũng phát xạ về mọi hớng và một phần hớng về mặt đất, phần này gọi là bức
xạ nghịch của khí quyển.
Các dòng bức xạ kể trên khác nhau về thành phần phổ. Phần cơ bản của bức
xạ mặt trời do phát xạ ở nhiệt độ cao, nên nằm trong khoảng phổ nhìn thấy. Trong
khi đó bức xạ mặt đất và bức xạ khí quyển phần lớn ở bớc sóng lớn hơn 4 àm. Do sự
khác biệt này mà bức xạ mặt trời đợc gọi là bức xạ sóng ngắn còn bức xạ mặt đất và
khí quyển gọi là bức xạ sóng dài.
Nh vậy, trong khí quyển luôn tồn tại một hệ các dòng bức xạ khác nhau về
thành phần phổ và hớng. Khi nghiên cứu các dòng này ta thờng xét phần đợc vận
chuyển, phần bị phản xạ và phần bị hấp thụ chuyển thành nhiệt. Về mặt năng lợng,
tổng đại số của tất cả các dòng bức xạ qua một bề mặt nào đó (năng lợng bức xạ tới-
năng lợng bức xạ rời khỏi bề mặt) đặc trng cho sự hấp thụ- phát xạ, còn đợc gọi là
cán cân bức xạ.
Nghiên cứu tất cả các dòng bức xạ trong khí quyển là nhiệm vụ của chuyên
ngành bức xạ học.
d. Sự phân bố của bức xạ mặt trời theo vĩ độ
Nếu không có khí quyển, bức xạ mặt trời tới mặt đất dới dạng những tia song
song. Khi đó trong một đơn vị thời gian trên mỗi đơn vị diên tích mặt đất nằm ngang
ở điểm bất kỳ sẽ có năng lợng bức xạ mặt trời đi tới, tức độ rọi trực xạ (mà trong

nhiều tài liệu vẫn gọi là cờng độ trực xạ) bằng:
o
2
o
sinh
R
S
'S
=
(1.1)
trong đó S
O
là hằng số mặt trời,
10
R là khoảng cách tơng đối giữa mặt trời và trái đất, bằng tỷ số giữa khoảng cách
thực r và khoảng cách trung bình
r
, còn h
O
là độ cao mặt trời trên chân trời (xem
hình 1) tại thời điểm đang xét (Tỷ số S
O
/R
2
cho ta độ rọi bức xạ mặt trời tới mặt
vuông góc với các tia mặt trời ở thời điểm đang xét).
Độ cao mặt trời tại mỗi điểm phụ thuộc vào vĩ độ địa lý , thời gian trong
năm và trong ngày. Trong thiên văn học ngời ta đã chứng minh đợc công thức:
sinh
O

=sinsin+coscoscos (1.2)
trong đó là xích vĩ (vĩ độ của mặt trời), thay đổi theo thời gian trong năm giữa
hai giá trị 23
0
27', còn là góc giờ mặt trời,


=
t2
với là chu kỳ quay của trái
đất quanh trục của nó ( 24 giờ), còn t là thời điểm trong ngày (theo giờ thực ứng
với kinh độ địa phơng) tính mốc lúc giữa tra. Thay (1.2) vào (1.1) ta đợc:
)coscoscossin(sin'
2

+=
R
S
S
o
(1.3)
Biểu thức trên cho phép ta tính đợc lợng nhiệt từ mặt trời đến mỗi đơn vị diện
tích mặt đất ở các vị trí có vĩ độ khác nhau trong một khoảng thời gian nào đó (tức
độ phơi bức xạ trong khoảng thời gian đó). Chẳng hạn, ta có thể xét độ phơi bức xạ
trong một ngày đêm, tại một điểm đã cho, lợng nhiệt từ mặt trời tới mặt đất trong
suốt thời gian từ lúc mặt trời mọc đến lúc mặt trời lặn. Tại hai thời điểm này h
o
=0,
tức là sinh
o

=0 nên:
0
2
coscoscossinsin
=






+



o
t





tgtg
t
o
==

coscos
sinsin
2
cos
(1.4)
)arccos(
2



tgtgt
o
=
(1.5)
(dấu "+" ứng với thời điểm mặt trời lặn, còn dấu "-" ứng với thời điểm mặt trời
mọc).
Nh vậy thời điểm mặt trời mọc và lặn chỉ phụ thuộc vào vĩ độ và xích vĩ. Khi
đó tích phân (1.3) ta đợc độ phơi ngày:








+==
o

o
o
o
t
t
o
t
t
R
dtt
SdtSH
2
2
coscoscossinsin'



(1.6a)
11
Trong một ngày đêm R và biến đổi không đáng kể nên:






+=

o
o
o
t
t
R
S
H
2
sincoscos
2
sinsin
2
2
(1.6b)
Vì t
o
đợc xác định theo công thức (1.5) nên H chỉ phụ thuộc vào vĩ độ địa lý
và thời gian trong năm. Do đó nó biểu thị quy luật phân bố của bức xạ mặt trời theo
vĩ độ và thời gian trong năm trong điều kiện không có khí quyển.
Từ (1.1) và (1.2) ta thấy độ rọi đạt giá trị lớn nhất tại thời điểm t = 0 (lúc giữa
tra) tại nơi thoả mãn điều kiện:
sinsin + coscos = cos(-) = 1 (1.7)
tức là tại lúc giữa tra ngày mặt trời qua thiên đỉnh (=), còn độ rọi sẽ nhỏ nhất,
E=0, tại thời điểm mặt trời mọc và lặn (h
O
=0).

Các kết quả tính theo công thức (1.6b) đối với các vĩ độ khác nhau ở Bắc bán
cầu vào các ngày hạ chí và đông chí (=23,45
0
) đợc đa ra trong bảng 3.
Bảng 3: Độ phơi bức xạ mặt trời H (MJ/m
2
ngày đêm) tới mặt đất trong trờng hợp
không có khí quyển ở một số vĩ độ thuộc bán cầu Bắc
Vĩ độ
ngày
0 10 20 30 40 50 60 70 80 90
Hạ
chí(22/6)
33.38 36.91 39.53 41.20 41.19 41.83 41.38 41.77 41.82 45.52
Đông
chí(22/12)
35.64 31.00 25.59 19.68 13.41 7.42 1.09 0 0 0
Trên hình 2 trình bày
biến trình năm của H ở một
số vĩ độ khác nhau, tính theo
công thức (1.6b).
Từ hình này ta thấy
rằng ở gần xích đạo (đến vĩ
độ 23,45
0
) độ phơi (hoặc
nhập nhiệt) sau ngày đêm có
biến trình kép thể hiện hai
cực tiểu vào ngày đông chí
12

Hình 2: Biến trình năm của bức xạ ở một số vĩ độ
và hạ chí. ở giữa xích đạo thì hai cực đại rơi vào ngày xuân phân (22/3) và thu phân
(22/9). Dịch lên phía bắc, nh ở Việt Nam chẳng hạn, hai cực đại này xích lại gần
nhau hơn, tới chí tuyến thì chúng nhập lại thành một cực đại duy nhất. ở vùng vĩ độ
trung bình ở bán cầu Bắc, biến trình năm của H có dạng đơn thể hiện một cực đại
vào ngày hạ chí và một cực tiểu vào ngày đông chí. ở vùng vĩ độ cao xung quanh
vòng cực (>66,55
0
) có một thời gian dài trong năm không có bức xạ tới, nhng
thời gian giữa mùa hè có lợng bức xạ tới lớn nhất (tại đỉnh cực, bức xạ đến sau 24
giờ vào ngày hạ chí gấp 1,365 lần lớn hơn ở xích đạo).
ở bán cầu Nam sự việc xảy ra tơng tự nhng về thời gian lệch đi 6 tháng so với
bán cầu Bắc. Thêm vào đó, do quỹ đạo trái đất quanh mặt trời có dạng elíp và lúc
trái đất xa mặt trời nhất lại vào ngày mùng 5 tháng 7, gần ngày đông chí ở bán cầu
Nam (22/6), cho nên lợng bức xạ tới lại càng ít. Ngợc lại, trái đất gần mặt trời nhất
vào ngày mùng 3 tháng 1, gần ngày hạ chí ở bán cầu Nam, nên lợng bức xạ tới lại
càng tăng mạnh. Sự tăng, giảm bức xạ do khoảng cách mặt trời - trái đất thay đổi
trong một năm chỉ vào khoảng 3% so với mức trung bình nhng cũng là một trong
những nhân tố làm cho khí hậu ở bán cầu Nam có phần khắc nghiệt hơn ở bán cầu
Bắc.
Để rõ hơn về điều này, ta có thể xem trong hình vẽ dới đây:
Hình 3: Bức xạ mặt trời (cal/cm2/ngày) đến bề mặt trái đất trong trờng hợp không
có khí quyển
Nhận xét: Trong trờng hợp không có khí quyển, độ rọi bức xạ đạt cực đại tại
khu vực xích đạo, khoảng 790 - 895 ly/ngày (cal/cm
2
/ngày). Trong khi đó, ở hai cực
có dao động rất lớn, xấp xỉ 0 vào mùa đông và cực đại vào mùa hè đạt tới 1100
13
ly/ngày. Một cực đại thứ hai xuất hiện ở khoảng gần vĩ tuyến 45

0
ở cả hai bán cầu, là
kết quả của sự kết hợp giữa sự tăng của thời gian chiếu sáng theo vĩ độ và sự tăng
của độ rọi theo vĩ độ. Qua hình 3, ta nhận thấy phân bố giữa hai bán cầu là khá tơng
đồng, tuy nhiên, bán cầu nam nhận bức xạ ngày nhiều hơn bán cầu bắc, ví dụ, giá trị
cực đại của bắc bán cầu là 1077 ly/ngày, còn ở nam bán cầu là 1149 ly/ngày do bán
cầu nam vào mùa hè gần mặt trời hơn so với bán cầu bắc vào mùa hè.
1.3. Sự hấp thụ bức xạ trong khí quyển
Nh trên đã trình bày, sự suy yếu bức xạ trong khí quyển là do sự hấp thụ và
khuếch tán của không khí. Khí quyển hấp thụ tơng đối ít bức xạ mặt trời. Trong
khoảng phổ cực tím và hồng ngoại thì khí quyển hấp thụ mạnh hơn (có độ hấp thụ
lớn hơn). Tính trung bình, độ hấp thụ của khí quyển chỉ vào khoảng 18% đối với bức
xạ sóng ngắn tới của mặt trời và vào khoảng 62% đối với bức xạ sóng dài của mặt
đất phát đi. Sự khác nhau đó dẫn tới kết quả là bức xạ sóng ngắn của mặt trời xuyên
qua khí quyển khá dễ dàng đốt nóng mặt đất (vào ban ngày), nhng bức xạ sóng dài
của mặt đất và các lớp khí quyển thấp lại khó thoát ra không gian vũ trụ, giữ cho
nhiệt độ trung bình của trái đất cao hơn hẳn so với trờng hợp không có khí quyển.
Tác dụng giữ ấm mặt đất của khí quyển tơng tự nh kính bảo vệ cây trong vờn, vì vậy
ngời ta thờng gọi tính chất ấy của khí quyển là hiệu ứng nhà kính.
Đóng vai trò quan trọng hơn cả trong sự hấp thụ bức xạ trong khí quyển là
các khí oxy, ozon, cacbonic, hơi nớc và xon khí ( bụi và nớc ngng kết ). Song sự hấp
thụ của các chất này có chọn lọc, nghĩa là mỗi chất chỉ hấp thụ những tia bức xạ có
bớc sóng nhất định. Mức độ hấp thụ và các dải hấp thụ chính của các chất khí trên ở
dải sóng ngắn có thể nhận biết trên hình 4a qua việc so sánh đờng cong phân bố phổ
bức xạ mặt trời tại biên giới trên của khí quyển và tại mặt đất. Nh ta thấy trên hình,
mức độ hấp thụ phụ thuộc vào cả độ cao mặt trời. Hình 4b biểu diễn trên cùng một
thang độ đờng phân bố phổ bức xạ sóng ngắn từ mặt trời và sóng dài của vật đen
tuyệt đối ở nhiệt độ T cùng độ lớn với nhiệt độ thờng gặp của mặt đất hoặc khí
quyển dới thấp. Qua đây ta hiểu đợc rằng, khi có nắng, năng lợng bức xạ sóng ngắn
từ mặt mặt trời thờng lớn gấp nhiều lần bức xạ sóng dài của khí quyển tới mặt đất. ở

dải sóng lân cận bớc sóng =4-5àm năng lợng tới mặt đất là ít nhất. Hình 4c là sự
phóng to đờng cong phân bố phổ bức xạ sóng dài của mặt đất coi là đen tuyệt đối (đ-
ờng đứt nét phía trên) và một đờng phân bố trong thực tế (đờng liền nét phía dới) ở
vùng phát xạ cực đại của nó (bớc sóng 5 - 15àm).
14
Hình 4: Phân bố năng lợng bức xạ mặt trời và mặt đất theo bớc sóng
Đối với oxy (O
2
): Oxy có các dải hấp thụ trong khoảng phổ nhìn thấy và cực
tím. Trong khoảng phổ nhìn thấy có các dải A với tâm ở 0,76 àm và dải B với tâm ở
0,69àm. Song hệ số hấp thụ của oxy trong hai dải này không lớn nên ảnh hởng của
nó đến sự suy giảm bức xạ là không đáng kể. Oxy hấp thụ các sóng cực tím mạnh
hơn rất nhiều ở các dải mang tên Runghe - Surman, Gherxbeg.
Sự hấp thụ này chủ yếu diễn ra ở các lớp trên cao dẫn đến sự phân ly phân tử
oxy và tạo thành ozon.
15
Đối với ozon (O
3
): Ozon chủ yếu phân bố ở độ cao từ 10km đến 60km, có
mật độ tập trung lớn nhất ở độ cao 22km. Ozon có khả năng hấp thụ bức xạ trong
một số khoảng phổ, đặc biệt là trong khoảng phổ cực tím. Vạch hấp thụ quan trọng
nhất của ozon là vạch Gartlei nằm trong khoảng phổ cực tím từ = 0,200àm đến
= 0,320 àm, ngoài ra còn có vạch yếu hơn với tâm ở = 0,360àm. Trong vạch
Gartlei, hấp thụ cực đại xảy ra ở bớc sóng = 0,255àm. Qua lớp ozon bức xạ ở
khoảng bớc sóng này bị suy giảm tới một nửa (khi áp suất và nhiệt độ ở điều kiện
tiêu chuẩn).
Trong khoảng phổ nhìn thấy ozon hấp thụ một dải bức xạ có bớc sóng từ
0,430 - 0,750àm, hấp thụ mạnh nhất xảy ra ở bớc sóng = 0,600àm. Tuy hệ số hấp
thụ của ozon trong dải này nhỏ hơn nhiều so với dải Gartlei nhng năng lợng bức xạ
tập trung trong khoảng phổ này lớn nên sự suy yếu cũng đáng kể.

Do sự hấp thụ của ozon, phổ mặt trời quan trắc đợc ở mặt đất bị gián đoạn
nhiều nơi trong khoảng bớc sóng nhỏ hơn 0,300àm. Điều này có tầm quan trọng lớn
đối với sự sống trên trái đất, bởi vì tia bức xạ cực tím cờng độ mạnh có thể phá huỷ
các mô trong tế bào sống, gây nên bệnh ung th da , nhng tia cực tím (tử ngoại) c-
ờng độ yếu lại rất cần thiết cho con ngời.
Ngoài ra ozon còn có một số vạch hấp thụ yếu trong miền hồng ngoại trong
dải hẹp 9,4 - 9,9àm, song đa số các vạch này bị bao phủ bởi các vạch hấp thụ mạnh
của hơi nớc và khí cacbonic.
Đối với khí cacbonic (CO
2
): Khí cacbonic có một số dải hấp thụ trong
khoảng phổ hồng ngoại, trong đó dải mạnh nhất là dải hẹp có tâm ở bớc sóng
4,3àm. Song dải này không có ý nghĩa lớn vì năng lợng trong quang phổ này của
bức xạ mặt trời và bức xạ trái đất đều nhỏ. Dải quan trọng hơn là dải rộng
(12,9 - 17,1àm) có tâm ở = 14,7àm, vì dải này nằm trong quang phổ bức xạ nhiệt
cực đại của khí quyển. Ngoài hai dải chính trên, cacbonic còn có một số dải yếu có
tâm ở = 2,7àm và = 2,05àm.
Nồng độ khí cacbonic trong khí quyển trong những thập kỷ gần đây đã tăng
lên đáng kể do hoạt động của con ngời. Sự gia tăng này kết hợp với khả năng hấp
thụ mạnh của cacbonic trong quãng phổ bức xạ nhiệt cực đại của khí quyển đã cản
trở sự thoát nhiệt của trái đất ra không gian vũ trụ. Trong các loại khí nhà kính nhân
tạo thì cacbonic đóng góp nhiều nhất vào sự tăng lên của nhiệt độ trái đất trong
những thập kỷ vừa qua, do đó loài ngời cần có những nỗ lực chung để giảm thiểu sự
phát thải nó.
16
Đối với hơi nớc (H
2
O): Hơi nớc là loại khí nhà kính thiên tạo quan trọng
nhất. Nó có ý nghĩa lớn nhất trong sự hấp thụ bức xạ khí quyển, giữ ấm cho trái đất.
Đó là vì lợng hơi nớc có trong khí quyển rất lớn và nó có phổ hấp thụ phức tạp với

nhiều vạch, dải khác nhau. Trong khoảng phổ nhìn thấy, hơi nớc cũng có khá nhiều
vạch hấp thụ, song chúng không mạnh lắm, đáng kể hơn cả là dải
(0,685 - 0,730àm) và dải "ma" (0,585 - 0,606àm).
Sự hấp thụ bức xạ hồng ngoại của hơi nớc có ý nghĩa to lớn hơn cả. Các dải
hấp thụ cơ bản trong quãng phổ này đợc đa ra trong bảng 4.
Bảng 4: Các dải hấp thụ của hơi nớc
Kí
hiệu
dải

1 2
x - y
Tâm
dải
0.72 0.82 0.93 1.13 1.38 1.86 1.01 1.05 1.68 3.2- 4 4-4.9
Lợng bức xạ do hơi nớc hấp thụ trong các dải này phụ thuộc vào lợng hơi nớc
có trong khí quyển. Nhiều tác giả đã đa ra các công thức thực nghiệm liên hệ giữa
hai đại lợng này. Một trong các công thức nh vậy là công thức Miuk và Moller:
S=0,172(mW
0
)
0,303
(1.8)
Trong đó S: giá trị hấp thụ mật độ thông lợng trực xạ tính ra cal/cm
2
phút,
m: khối lợng quang học khí quyển theo hớng đến mặt trời,
W
0
: lợng hơi nớc trong cột không khí tiết diện đơn vị tính ra g/cm

2
.
Để thiết lập công thức trên, các tác giả đã coi ảnh hởng của sự biến động các
chất hấp thụ khác (nh ozon, CO
2
, O
2
,) tới trực xạ là không đáng kể.
Sự hấp thụ bức xạ của hơi nớc trong quãng phổ sóng dài hơn 4àm cũng đáng
đợc quan tâm. Các nghiên cứu cho thấy trong toàn bộ miền phổ từ 4 - 40àm, năng
lợng bức xạ hầu nh bị hơi nớc hấp thụ hoàn toàn, trừ khoảng phổ từ 8 - 12àm.
Khoảng phổ từ 8 -12àm lại trùng với vùng phát xạ mạnh nhất của mặt đất và các lớp
khí quyển dới thấp nên vào những đêm trời quang mây, trái đất "nguội" nhanh nhờ
thoát nhiệt (phát xạ) vào không gian vũ trụ trên dải sóng này. Do vậy, dải sóng này
còn đợc gọi là cửa sổ của khí quyển.
17
Đối với xon khí: Vấn đề hấp thụ bức xạ của xon khí rất phức tạp, tuỳ thuộc
vào bản chất, kích thớc, nồng độ. . . của các hạt xon khí và cha đợc nghiên cứu
nhiều, song có thể thấy rằng khi lợng xon khí trong khí quyển tăng sẽ làm suy giảm
dòng trực xạ. Điều này đặc biệt thấy rõ khi quan trắc trực xạ tại các thành phố công
nghiệp nơi có nhiều bụi, giá trị trực xạ đo đợc thờng nhỏ hơn so với vùng xung
quanh vài phần trăm. ảnh hởng của bụi còn thấy rõ khi có những vụ cháy rừng hoặc
ở vùng có núi lửa phun.
Các hạt nớc lỏng hoặc băng tuyết trong mây và sơng mù cũng có các dải hấp
thụ nh hơi nớc, song ảnh hởng lớn của chúng tới chế độ nhiệt của trái đất lại chủ yếu
do khả năng phản xạ và khuếch tán, chứ không phải do khả năng hấp thụ bức xạ của
chúng gây ra. Tính trung bình trên toàn trái đất, mây chỉ hấp thụ khoảng 3% (trong
khi đó phản xạ tới 21%) năng lợng bức xạ của mặt trời [2].
1.4. Sự khuếch tán bức xạ trong khí quyển
Khuếch tán bức xạ là nhân tố quan trọng làm suy giảm bức xạ trong khí

quyển. Khuếch tán chỉ xảy ra trong trờng hợp môi trờng mà tia bức xạ đi qua là bất
đồng nhất về quang học. Đó là môi trờng có những phần tử "ngoại lai" với các tính
chất khác với tính chất của môi trờng xung quanh, hoặc môi trờng có thăng giáng
của mật độ.
Có thể sơ bộ giải thích bản chất của sự tán xạ nh sau: dới tác động của các
dao động của vectơ điện tử trong phần tử khuếch tán này sẽ thực hiện những dao
động cỡng bức và phát sóng. Nh vậy chính những phần tử khuếch tán đã trở thành
những nguồn phát sóng điện từ thứ cấp. Tập hợp các sóng điện từ này nói chung là
rất phức tạp, song nếu kích thớc phần tử nhỏ hơn nhiều so với bớc sóng tới thì tập
hợp này có thể đợc xác định nh dao động của một điện cực. Khi đó dao động cỡng
bức trong phần tử khuếch tán sẽ có cùng tần số và bớc sóng với bớc sóng tới. Nếu
sóng đầu phân cực thì sóng khuếch tán thứ hai cũng phân cực và độ chói của nó sẽ
khác nhau theo các hớng. Trong trờng hợp kích thớc phần tử tơng đơng hoặc lớn hơn
bớc sóng tới, chúng ta phải dùng lập luận khác để giải thích.
Độ rọi và hớng khuyếch tán phụ thuộc vào tỷ số giữa kích thớc phân tử
khuyếch tán và bớc sóng của ánh sáng khuyếch tán. Nếu tỷ số này nhỏ, nh trờng hợp
các phân tử không khí và ánh sáng khuyếch tán, thì độ rọi khuyếch tán tỷ lệ với
-4
.
Đây là một trờng hợp đặc biệt và đợc gọi là khuyếch tán Rayleigh-Cabannes. Do b-
ớc sóng ngắn bị khuyếch tán hiệu quả hơn so với các bớc sóng dài hơn, nên trong
một luồng sáng, ánh sáng xanh bị khuyếch tán nhiều hơn ánh sáng đỏ và vàng, do
đó, bầu trời có mầu xanh, còn khu vực gần mặt trời có mầu đỏ. Linke đã tính toán sự
truyền qua của bức xạ mặt trời trong khí quyển, bỏ qua sự hấp thụ và giả thiết rằng
18
khí quyển là trong suốt. Bảng sau đây cho ta giá trị mà Linke đã tính toán cho thí
nghiệm của mình:
19
Bảng 5: Sự truyền bức xạ xuống bề mặt biển bỏ qua sự hấp thụ và khuyếch tán của
bụi (chỉ có khuyếch tán phân tử)

Bớc sóng
(àm)
Tỷ lệ truyền
(%)
0.30 31.6
0.35 55.1
0.40 71.2
0.45 81.2
0.50 87.4
0.55 91.3
0.60 93.8
0.65 95.5
0.70 96.6
0.75 97.4
Nếu kích thớc phân tử khuyếch tán đủ lớn so với bớc sóng, tình hình trở nên
phức tạp. Do tỷ lệ giữa bán kính phân tử và bớc sóng tăng, sự khuyếch tán không
còn tỷ lệ với
-4
. Sự phụ thuộc của khuyếch tán vào bớc sóng giảm, cho đến khi kích
thớc phân tử đủ lớn thì khuyếch tán của phân tử không còn phụ thuộc vào bớc sóng;
kết luận này khá phù hợp khi trong thực tế ta quan sát thấy các giọt nớc trong mây
và ánh sáng nhìn thấy, mây có màu trắng; nếu các hạt nớc mây nhỏ hơn đáng kể, nó
sẽ có mầu xanh. Các phân tử khuyếch tán quan trọng trong khí quyển gồm: các phân
tử khí, các hạt nớc và bụi.
Nh vậy, sự khuếch tán bức xạ mặt trời chính là nguồn bức xạ tới mặt đất từ
mọi điểm trên vòm trời. Sau đây chúng ta sẽ xét kỹ hơn sự khuếch tán bức xạ trong
trờng hợp phần tử khuếch tán có kích thớc nhỏ hơn bớc sóng tới và ngợc lại.
1.5. Cách tính bức xạ sóng ngắn trong khí quyển
Bây giờ ta xét năng lợng do các dòng bức xạ sóng ngắn đem tới mặt đất. Sóng
ngắn ở đây ta quan niệm những sóng nào có bớc sóng < 4àm. Hầu hết năng lợng

mặt trời phát ra đều là sóng ngắn (99%). Năng lợng toàn phần đến một điểm nào đó
sau một khoảng thời gian nhất định (giờ, ngày, tháng, năm. . .) đợc xác định là tổng
năng lợng do tất cả các dòng bức xạ đem lại. Dới đây ta lần lợt xét các thành phần
của tổng xạ sóng ngắn tới mặt đất. [2]
a. Trực xạ theo các số liệu quan trắc và tính toán
Trong các phần trên ta đã xét trực xạ tới mặt đất khi không có khí quyển. Khi
có khí quyển, để tính độ rọi trực xạ (trong các tài liệu trớc đây vẫn gọi là cờng độ
trực xạ) trên mặt đất, E, ta cần lu ý đến sự suy yếu của nó theo định luật Bouguer-
Lambert, do đó thay cho công thức (1.1) hoặc (1.3) ta có :
20
)coscoscossin)(sin0(sinh)0('
2
0
0
2
0

+==
mm
R
S
R
S
S
(1.9)
trong đó (0) là độ trong suốt toàn phần, m là khối lợng quang học của khí quyển.
Để tính đợc độ phơi (tổng lợng) trực xạ trong một khoảng thời gian nào đó ta
cần tích phân phơng trình trên theo thời gian. Song việc đó rất khó thực hiện vì (0)
trong thực tế biến đổi rất ngẫu nhiên. Để tính gần đúng ta có thể dùng giá trị trung
bình

(0)
m
trong khoảng thời gian đang xét. Đối với một ngày việc làm này sẽ dẫn
đến kết quả tơng tự nh công thức (1.6b), chỉ khác một hệ số
)0(
m

và biến
trình năm của độ phơi ngày H cũng tơng tự nh hình 2, chỉ giảm thiểu đi
1/
)0(
m

lần mà thôi. Trong khí quyển lý tởng (sạch và khô)
925,0)o()o(
d
=
dựa vào (1.9) ta dễ dàng tính đợc S'. Đối chiếu giữa (1.9) và
các số liệu quan trắc ngời ta nhận thấy:
Tại một nơi, ở mực nớc biển, theo (1.9) trong một ngày S' đạt cực tiểu khi h
o
và (o) đạt cực đại. Quả vậy, các giá trị cực đại của S' thờng quan trắc đợc vào buổi
tra những ngày hè, khi bầu trời quang đãng. Giá trị này ở các điểm khác nhau không
khác nhau nhiều và vào khoảng 75 - 80% hằng số mặt trời. Ngay cả ở cực (nơi có độ
cao mặt trời nhỏ) giá trị này cũng khoảng nh vậy. Điều đó có thể giải thích qua sự
giảm của hơi nớc làm tăng độ trong suốt từ xích đạo về cực. Nói cách khác, tuy ở độ
cao mặt trời nhỏ, song độ trong suốt lại lớn nên ảnh hởng của chúng đến trực xạ có
thể bù trừ lẫn nhau.
Theo chiều cao (so với mực biển) trực xạ tăng, càng lên cao mức độ tăng càng
chậm phù hợp với sự tăng lên của (o).

Biến trình của S' theo thời gian trong thực tế rất phức tạp, do sự biến đổi của
h
o
và (o), ngoài ra nó còn phụ thuộc nhiều vào việc mây không che, che một phần
hay che kín đĩa mặt trời và tính chất vật lý (độ trong suốt) của mây. Đối với biến
trình ngày, độ rọi trực xạ trung bình
'S
(trung bình trợt) thờng đạt cực đại vào giữa
tra và bất đối xứng qua giữa tra: buổi chiều
'S
thờng lớn hơn buổi sáng ở thời điểm
đối xứng tơng ứng qua giữa tra. Đối với biến trình năm, cực đại của
'S
không rơi
21
vào các tháng giữa hè mà thờng rơi vào các tháng cuối xuân, đầu hè (lúc có độ trong
suốt lớn) và cực tiểu vào tháng mời hai.
Độ rọi trực xạ trung bình năm hoặc độ phơi (tổng lợng) trực xạ trong một
năm nói chung giảm dần khi lên vĩ độ cao. Nhng giá trị cao nhất lại đạt đợc ở những
vĩ độ cận nhiệt đới - nơi có nhiều sa mạc, ít mây, ma. Qua bảng 6 ta thấy rõ điều
này. Trong bảng, ngoài các giá trị độ phơi năm trung bình thực tế quan trắc đợc còn
có độ phơi năm khả năng, tức độ phơi thu đợc khi khí quyển trong sạch và độ phơi
năm nếu không có khí quyển (lý thuyết).
Bảng 6. Độ phơi năm của trực xạ (kJ/m
2
năm) ở các vĩ độ khác nhau
Vĩ độ
60
0
N 50

0
N 40
0
N 30
0
N 20
0
N 0
0
N 20
0
S
Độ phơi trực xạ theo lý
thuyết
766 921 1064 1181 1269 1344 1269
Khả năng (Không mây) 439 536 520 682 720 783 720
Thực tế 171 226 310 381 418 434 368
Tỷ số giữa độ phơi thực
tế và khả năng(%)
41 42 50 56 58 44 51
Tỷ số giữa độ phơi thực
và lý thuyết(%)
21.5 25 30 32 33 25.5 29
b. Cách tính gián tiếp trực xạ
Nh ta đã biết, việc xác định đợc tổng năng lợng do trực xạ mang tới có ý
nghĩa to lớn đối với khí hậu và thực tiễn. Song số điểm quan trắc bức xạ lại không
nhiều. Vì vậy ta phải xây dựng các phơng pháp tính gần đúng độ phơi thực của trực
xạ. Nếu gọi H
Skn
là độ phơi khả năng của trực xạ con H

St
là độ phơi thực của nó trong
cùng một khoảng thời gian thì giữa chúng có mối liên hệ sau:
H
St
=H
Skn
f(a) (1.10)
trong đó f(a) là một hàm nào đấy của thông số a, đặc trng cho ảnh hởng của mây và
f(a)=1 khi quang mây. ảnh hởng của mây có thể thông qua lợng mây n, dạng mây,
thời gian chiếu nắng s trong khoảng thời gian đang xét, chẳng hạn, công thức của
Savinov:
2
1' ns
HH
SknSt
+
=
(1.11)
trong đó s' là thời gian chiếu nắng tơng đối của mặt trời (tỷ số giữa thời gian chiếu
nắng thực tế s và thời gian chiếu nắng thiên văn hoặc tối đa s
o
tức thời gian nắng nếu
22
không có khí quyển hoặc khi bầu trời không mây),
n
là lợng mây trung bình. Một
công thức khác do Ukrainsev đa ra có dạng:
H
St

=as+b (1.12)
trong đó a và b là các hằng số thực nghiệm phụ thuộc vào điều kiện địa phơng, s là
tổng thời gian nắng. Ngỡng "có nắng" ứng với độ rọi trực xạ bằng 200 W/m
2.
Các công thức trên nếu tính cho khoảng thời gian một tháng thì sai số chỉ vào
khoảng 5%. Vì vậy chúng đợc sử dụng khá rộng rãi trong thực tế.
c. Tán xạ và cách tính nó trong điều kiện khí quyển lý tởng
Bức xạ mặt trời khuếch tán tới vị trí quan trắc từ mọi điểm của vòm trời.
Trong thực tế ngời ta thờng quan tâm tới độ rọi bức xạ khuếch tán (trong các tài liệu
trớc đây vẫn gọi là cờng độ tán xạ) đến mặt ngang và ký hiệu nó là D. Việc tính toán
lý thuyết độ rọi bức xạ khuếch tán là công việc hết sức khó khăn. Trong khí quyển
bình thờng, ta có thể thiết lập công thức bán thực nghiệm gần đúng để tính D đơn
giản nh sau:
Ta biết độ rọi trực xạ ở biên trên của khí quyển là
0
2
0
0
sinh'
R
S
S =
Còn ở mặt đất là
0
2
0
sinh)0('
m
R
S

S

=
Nếu coi sự suy yếu của trực xạ trong khí quyển hoàn toàn do khuếch tán gây
ra (coi khí quyển không hấp thụ và không phản xạ) thì có thể viết:
( )
( )
)0(1sin'
2
0
0
m
o
h
R
S
SSSD

==
(1.13)
trong đó là hệ số tỷ lệ.
Giả sử bức xạ khuếch tán toả đều theo mọi phơng thì một nửa sẽ hớng vào
không gian vũ trụ, do đó =1/2 (điều này khá đúng trong điều kiện khí quyển sạch
và khô). Khi đó
)coscoscossin))(sin0(1(
2
))0(1(sin
2
2
0

0
2
0

+==
mm
R
S
h
R
S
D
(1.14)
Từ hệ thức trên ta thấy:
D có giá trị cực đại khi h
o
có giá trị lớn nhất
Khí quyển càng trong suốt, tức là (0) càng lớn thì D càng nhỏ, trái
lại thì D càng lớn.Trong khí quyển bình thờng hệ thức trên có độ
23
chính xác thấp do hệ số thay đổi nhiều khi khí quyển có nhiều
xon khí đặc biệt là khi có mây phản xạ mạnh bức xạ mặt trời. Vì
vậy ngời ta thờng áp dụng công thức trên cho khí quyển gần với lý
tởng (sạch và khô), tuy nhiên trong trờng hợp này, do (0) lớn, làm
cho D nhỏ và dẫn tới sai số tơng đối lớn.
Bảng 7: Giá trị độ trong suốt của khí quyển sạch và khô
(àm)
0,35 0,39 0,45 0,50 0,60 0,70 0,80 1,00 2,00

(o)
0,550 0,685 0,812 0,874 0,938 0,960 0,980 0,992 0,999
Bảng 8: Độ rọi tán xạ và trực xạ lý thuyết trong khí quyển lý tởng.
Độ rọi
h
0
(độ)
10 20 30 40 50 60
D (W/m
2
) 20 37 52 64 71 75
S' (W/m
2
) 160 366 568 756 918 1050
D/S' (%) 12,2 10,1 9,1 8,4 7,8 7,2
d. Tổng xạ
Độ rọi tổng xạ G trên một bề mặt nào đó là tổng các độ rọi trực xạ S' và tán
xạ D trên mặt đó, tức là
G= S'+D
Trên mặt ngang, trong khí quyển lý tởng cũng nh khí quyển thực ta đã nghiên
cứu cách tính S' và D, do vậy việc tính G không có gì khó khăn. Việc tính toán độ
phơi tổng xạ H
G
cũng tơng tự nh vậy.
Trên thực tế số trạm quan trắc trực xạ và tán xạ ít hơn nhiều so với số trạm
quan trắc tổng xạ vì quan trắc tổng xạ dễ thực hiện hơn và cũng may là các nghiên
cứu về tổng xạ có ý nghĩa thực tiễn lớn hơn.
Do tổng xạ là tổng của trực xạ và tán xạ nên nó cũng phụ thuộc vào các yếu
tố có ảnh hởng tới trực xạ và tán xạ nh: độ cao mặt trời, độ trong suốt của khí quyển
và các nhân tố khác. Theo các tài liệu quan trắc, khi trời quang mây sự phụ thuộc

của tổng xạ vào độ cao mặt trời h
0
hầu nh tuân theo quy luật tuyến tính dạng:
G=ch
0
,
24
trong đó c là hệ số tỉ lệ có giá trị khác nhau ở các điểm khác nhau và với độ trong
suốt khí quyển khác nhau. Khi có mây, sự phụ thuộc của tổng xạ vào độ cao mặt trời
phức tạp hơn nhiều.
Nhìn chung lợng mây, các đặc trng của mây và sự phân bố của nó trên vòm
trời là yếu tố quan trọng nhất làm thay đổi tổng xạ. Khi lợng mây không lớn và
không che phủ mặt trời thì tổng xạ nhiều khi còn lớn hơn so với khi trời quang mây
(do D lớn) thậm chí lớn hơn cả hằng số mặt trời.
Năm 1960, Liu và Jordan lần đầu tiên tìm ra mối liên hệ trực tiếp giữa độ
phơi tán xạ và tổng xạ ngày dạng:
32
GGG
G
D
dcba
H
H

+++=
(1.15)
trong đó a, b, c, d là các hằng số thực nghiệm,
G
là độ truyền qua của khí quyển đối
với tổng lợng tổng xạ ngày (độ phơi ngày), theo định nghĩa là tỉ số :

0
G
G
G
H
H
=

trong đó H
G0
là độ phơi tổng xạ (hoặc trực xạ) tại giới hạn trên của khí quyển (hoặc
tại mặt đất nếu không có khí quyển) mà giá trị của nó hoàn toàn tính đợc (xem công
thức 1.6b). Đại lợng
G
cũng đặc trng cho mức độ trong suốt của khí quyển đối với
tổng xạ, cho nên trong một số tài liệu nó cũng đợc gọi là độ trong suốt hữu hiệu
của khí quyển.
Hệ thức (1.15) sau này còn đợc Liu-Jordan và các tác giả khác phát triển cho
những khoảng thời gian phơi khác nhau và các vùng khác nhau. Dựa vào các hệ thức
nh vậy và giá trị độ phơi tổng xạ H
G
quan trắc đợc ta có thể tính đợc độ phơi tán xạ
H
D
.
Nếu xét biến trình năm của độ phơi tổng xạ ngày ta thấy ở đa số các điểm
trên mặt đất chúng đều thể hiện rõ cực đại vào tháng 6 hoặc tháng 7, cực tiểu vào
tháng 12 (ở bán cầu Bắc). Song ở một số địa điểm, biến trình năm của đại lợng này
phức tạp hơn nhiều, phụ thuộc vào biến trình năm của lợng mây. ở Hà Nội, cực tiểu
của tổng xạ lại rơi vào tháng 2 hoặc tháng 3 là lúc bầu trời thờng có nhiều mây che

phủ. Những địa điểm mà lợng
mây cao nhất xảy ra vào mùa hè
thì cực đại của tổng xạ có thể rơi
vào mùa xuân hoặc mùa thu [2].
Đơn vị đo bức xạ là năng l-
ợng 1 calo nhận đợc (hoặc mất
đi) trên 1 cm
2
bề mặt trong 1 phút
25
Mặt Trời
Giới hạn trên của khí quyển
Khí quyển

Trái Đất
Hình 5: Đ ờng đi của các tia bức xạ Mặt Trời