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第16卷 第1期强激光与粒子束Vol.16,No.1 2004年1月HIGH POWER LASER AND PAR TICL E B EAMS Jan.,2004 文章编号: 100124322(2004)0120001204大气相干长度的昼夜观测Ξ汪建业, 刘晓春, 饶瑞中, 龚知本(中国科学院安徽光学精密机械研究所,安徽合肥230031) 摘 要: 介绍了利用差分像运动测量法测量光波到达角起伏方差来确定大气相干长度的方法,阐述了一种能对大气相干长度进行昼夜测量的日夜两用型大气相干长度仪的测量原理与结构,经过长期昼夜观测分析得知:整层大气湍流强度有随时间变化的趋势,这种趋势与近地面层的湍流强度的时间变化特征基本吻合,即在日出后和日没前两段时间内的相干长度值远大于其它时间段内的值。
关键词: 大气传输; 大气相干长度; 统计特征 中图分类号: TN246;O437 文献标识码: A 激光大气传输及自适应光学相位校正研究需要对大气湍流介质进行定量的描述。
大气相干长度描述了整层大气传输路径上的综合湍流强度,为分析激光在整层大气中的上行或下行传输提供基本的参数。
大气相干长度最初在天文观测中得到应用,大气湍流引起的星光波前起伏使接收光学望远镜的实际分辨率与大气相干长度密切相关,口径几m的望远镜的实际分辨率大致与口径为10～20cm的望远镜相似。
通过自适应光学技术来校正大气湍流导致的波前起伏,可提高光学望远镜的分辨率使之达到或接近衍射极限,自适应光学系统的效率也与大气相干长度密切相关。
因此大气相干长度对自适应光学系统的设计也是十分重要的。
因此,我们研制了一种既可以在白天又可以在夜晚观测的大气相干长度仪,作为激光大气传输及相位校正研究的基本工具之一。
1 测量原理与方法 由于空间相位起伏所导致的空间相干性退化,使得平行于平面波波阵面的接收孔径上仅在—个有限范围内呈现相位相干,这个范围的尺度用横向相位相干长度或大气相干长度r0来描述。
昼夜长短的计算方法如何通过公式计算昼夜长短受地球自转和公转的影响，可以通过一些公式进行计算。
下面是一些基本的公式及其说明：
1.黄赤交角（ε）的计算：
黄赤交角是地球自转轴与公转轨道法线之间的角度。
它的大小影响了昼夜长短。
黄赤交角可以根据儒略日（以公元2000年1月1日中午12点为基准的连续计数天数）来计算。
公式：ε=23.4393°-0.013×t
其中，t为儒略日数。
2.太阳高度角（h）的计算：
太阳高度角是太阳光线与地平线之间的角度，可以用来计算白天的持续时间。
它根据纬度（φ）和太阳赤纬（δ）来计算。
公式：cos(h) = sin(φ)×sin(δ) + cos(φ)×cos(δ)×cos(H)其中，H为当地太阳时角。
3.太阳赤纬（δ）的计算：
太阳赤纬是太阳光线在地球上的倾斜角度，它也影响昼夜长短。
公式：δ = arcsin(0.3978×sin(0.9863×(N - 173)))
其中，N为儒略日数。
这些公式只是基本的计算方法，实际的昼夜长短还受到地球自转轴的摆动、大气折射等因素的影响，但可以作为简化计算的参考。
使用这些公式可以根据特定的日期和地点来计算昼夜长短。
计算昼夜长短的方法全文共四篇示例，供读者参考第一篇示例：计算昼夜长短是一项具有重要意义的任务，它关乎到我们生活的方方面面。
随着科技的发展和人们对天文知识的深入了解，计算昼夜长短的方法也越发简便和精确。
在这篇文章中，我们将探讨几种计算昼夜长短的方法，希望能帮助读者更好地理解地球的运动规律。
我们需要理解昼夜长短的基本概念。
昼夜长短是指地球上一个地点从日出到日落的时间长度。
这个时间长度受到地球自转和公转的影响。
地球自转是指地球绕自身轴心旋转的运动，一个完整自转周期为一天。
而地球公转则是指地球绕太阳运动的轨道，一个完整公转周期为一年。
为了计算昼夜长短，我们首先需要掌握地球自转的周期和角度。
地球自转周期为24小时，所以一天内昼夜时间相等。
而地球每天自转的角度为360度，即地球自转一周。
根据这些基本数据，我们可以通过简单的计算来得出昼夜长短。
我们可以通过地球的纬度和季节来计算昼夜长短。
地球的自转轴不是垂直于公转轨道的，而是倾斜23.5度。
这就导致了地球不同地区在不同季节昼夜长短不同的现象。
在赤道附近的地区，昼夜长短基本相等，而在极地区，夏季可能出现极昼，冬季可能出现极夜。
我们还可以通过观测太阳的升起和落下来计算昼夜长短。
太阳在地平线上升起和落下的时间点可以用来确定昼夜的长度。
在太阳升起到落下的时间段内为白天，太阳落下到升起的时间段内为黑夜。
通过记录这些时间点，我们可以计算出昼夜长短。
计算昼夜长短需要综合考虑地球自转、公转、纬度、季节以及太阳的升起和落下等因素。
只有深入理解这些因素，才能准确计算昼夜长短。
希望通过本文的介绍，读者能对这一领域有更深入的了解。
【2000字】第二篇示例：日夜长短是由地球自转引起的，地球完成一次自转大约需要24小时，这个时间被称为一个日。
而昼夜长短则取决于地球上某一点的位置与太阳的相对位置。
在北半球，夏至时昼长夜短，冬至时昼短夜长；而在南半球则相反。
以下是一些计算昼夜长短的方法：1. 使用经纬度确定日出日落时间地球上各个地区的纬度不同，因此太阳的升起和落下的时间也不同。
大气相干长度
一、引言
大气相干长度是天文学中一个重要的概念，它描述了大气对于恒星光
线的散射和吸收作用。
在观测天体时，大气相干长度会对观测结果产
生影响，因此对其进行研究具有重要意义。
二、大气相干长度的定义
大气相干长度指的是从地面到天顶方向上的视线经过大气层时，光线
被大气散射和吸收导致亮度降低到原来的1/e时所经过的厚度。
其中，“1/e”表示原光强度的自然对数下降到原来的1/e。
三、影响因素
1. 大气压力：大气压力越小，大气密度越小，散射和吸收作用也就越小。
2. 温度：温度越高，分子运动越剧烈，散射作用也就越强。
3. 湿度：湿度增加会增加水蒸汽分子数量，从而增加吸收作用。
4. 大气组成：不同成分对光线有不同的吸收和散射作用。
四、计算方法
1. 通过观测一个亮星的光度变化来确定大气相干长度。
2. 利用大气模型和天体高度角计算大气相干长度。
3. 利用多普勒频移测量大气相干长度。
五、应用
1. 大气相干长度是天文学中观测结果的重要误差来源，因此需要对其进行研究和控制。
2. 大气相干长度也被广泛应用于地球科学、物理学等领域。
六、总结
大气相干长度是天文学中一个重要的概念，它描述了大气对于恒星光线的散射和吸收作用。
影响因素包括大气压力、温度、湿度和大气组成等。
计算方法包括观测亮星光度变化法、利用模型计算法和多普勒频移法。
应用方面主要涉及到天文观测和地球科学等领域。
对于准确掌握大气相干长度的影响，有助于提高观测精度和数据分析能力。
双向大气相干长度测量获取湍流模式及日变化分析双向大气相干长度测量获取湍流模式及日变化分析摘要：大气相干长度是描述天空湍流强度和干扰程度的重要参数，对于大气光传输的研究具有关键作用。
本文基于双向大气相干长度测量技术，通过观测数据获取湍流模式，以及对其日变化进行详细分析，为有效利用大气相干长度提供有力支持。
1. 引言大气光学是研究大气中光传输的一门学科，涉及大气湍流、大气透明度等重要参数。
而大气相干长度就是描述天空湍流强度和干扰程度的指标之一。
大气相干长度的测量与湍流模式以及日变化的分析对于大气光学研究至关重要。
本文将结合双向大气相干长度测量技术，对湍流模式及日变化进行探究。
2. 双向大气相干长度测量技术双向大气相干长度测量技术是一种基于自适应光学技术的方法，可以在地面和卫星之间实时测量大气相干长度。
该技术通过使用自适应光学系统对变形的相位前端进行修正，从而获取大气相干长度的准确测量值。
3. 湍流模式的获取利用双向大气相干长度测量技术，我们可以获得天空中的湍流模式。
在实际观测数据中，我们发现湍流模式主要集中在几个特定的频率段，且具有明显的时间变化特征。
这些湍流模式的获取为进一步研究大气湍流行为提供了重要线索。
4. 日变化的分析通过对观测数据进行分析，我们发现大气相干长度在一天中表现出明显的日变化特征。
其中，白天的相干长度较短，主要受到大气湍流的影响；而夜晚的相干长度较长，主要受到大气折射率的影响。
该分析结果为日变化对大气光传输的影响提供了重要参考。
5. 基于湍流模式和日变化的应用基于获取的湍流模式和日变化特征，我们可以对大气光传输进行优化和改进。
例如，在卫星通信系统中，可以根据湍流模式的变化调整信号发送的频率和角度，从而提高通信质量和可靠性。
另外，结合日变化特征，还可以优化光学成像系统的性能，提高图像的清晰度和分辨率。
6. 结论本文通过双向大气相干长度测量技术，获取了湍流模式并对其日变化进行了详细分析。
大气相干长度仪和能见度仪简介1、引言激光束经过大气时，大气的会导致光束指向性随机起伏、光束扩展和光强闪烁等湍流效应，限制了激光工程的应用效果；同时大气对光波存在衰减效应，导致激光平均能量下降。
因此在激光工程应用中需要实时监视大气湍流和大气透过率，为激光工程的应用性能提供辅助参考。
描述湍流强弱常用的参数为大气相干长度，其物理含义为：在统计意义上讲，光波经过大气后波前的畸变方差等于1rad2时对应的空间直径；大气相干长度描述了光波经过大气后的湍流积分效应。
大气衰减程度的高低常用大气透过率描述，大气透过率下降是由气溶胶（大气中的细微颗粒）和大气分子共同引起；如果光波波长不在分子吸收线上，大气分子吸收的影响相对较小，透过率的下降主要由气溶胶引起，此时大气透过率直接与大气能见度相关：能见度高透过率高，能见度低透过率低。
测量大气相干长度的常用仪器为根据差分像运动原理研制的大气相干长度仪，测量大气能见度的常用仪器为能见度仪，现将两仪器的基本性能参数介绍如下。
2、大气相干长度仪简介2.1、仪器概述大气相干长度仪由信标光源和跟踪成像系统组成，仪器通过测量光波经过大气后的光束抖动效应得到大气相干长度，其基本原理为差分像运动（DIM，Differential Image Motion）原理，即通过双孔差分信标光在远场成像的抖动量得到大气相干长度。
仪器采用DIM原理能够有效避免信标光本身（如移动信标）或跟踪接收系统本身机械抖动（如风干扰、跟踪干扰）对测量的影响。
大气相干长度仪需要信标光源：对于近地面和斜程有限距离观测场景，需要人造光源为信标；对于整层大气观测场景，仪器可以昼夜以恒星为信标观测。
图 1 为大气相干长度仪在外场试验的照片和测量的信标成像图片。
图 1 大气相干长度仪照片及信标成像图片 （左图：大气相干长度仪实物照片；右图：不同湍流条件下信标成像差异，归一化显示）2.2基本测量原理根据DIM 原理，在成像系统的两子孔径中心间距大于2倍子孔径直径（2d D ≥）时，信标在光学系统焦平面所形成双像的相对位置方差与大气相干长度关系为：3/525/31/31/30222[0.364(/)0.242(/)]x y f D d r λλλσσ⎧⎫-⎪⎪=⎨⎬+⎪⎪⎩⎭ (1) 其中f 为系统等效焦距，λ为波长，D 为子孔径直径，d 为子孔径中心间距；2x σ、2y σ为双像在正交方向上相对位置变化量投影方差（单位为2rad ），该参数的变化是湍流直接引起；通过分析双像的相对位置方差结合系统参数能够得到信标光传播路径上的大气相干长度。
晨昏时段大气相干长度的测量研究的开题报告题目：晨昏时段大气相干长度的测量研究一、研究背景及意义大气相干长度是指光线穿过大气层时，由于大气散射和吸收而导致光束的展宽。
它是天文观测中非常重要的参量，是观测精度的关键因素之一，因为它会影响天体光谱的分辨率、图像质量和星象位置精度等。
晨昏时段指的是日出和日落前后的时期，此时大气湍流活动强烈，导致大气相干长度变化明显，从而对观测造成影响。
因此，研究晨昏时段大气相干长度的测量方法，对进一步提高天文观测精度具有重要的意义。
二、研究内容本研究旨在探究晨昏时段大气相干长度的测量方法，并透彻分析大气湍流的影响因素。
具体研究内容包括：1. 晨昏时段大气相干长度的变化规律分析；2. 晨昏时段大气相干长度的测量手段和方法研究；3. 大气湍流对晨昏时段大气相干长度的影响因素研究；4. 实验验证和数据分析。
三、研究方法1. 理论分析：对晨昏时段大气相干长度的变化规律进行理论分析和计算；2. 模拟实验：通过数值模拟和环境模拟实验，探究不同因素对大气相干长度的影响；3. 实地观测：对晨昏时段的天气条件、大气湍流、大气层指数等因素进行实地观测，并测量大气相干长度。
四、研究意义本研究是对晨昏时段大气相干长度的研究，旨在为天文观测提供更精确、更可靠的数据支持，具有以下几方面的意义：1. 增强天文观测精度：本研究结果可为天文学家提供更准确的天体光谱分辨率、图像质量和星象位置精度等数据支持，从而更好地开展天文观测研究；2. 推动大气层探测技术的发展：本研究的成果对大气层探测技术的发展具有重要的指导意义，可以推动大气层探测技术的发展；3. 借助晨昏时段大气相干长度测量，可以通过大气相干时间进行气象的预报、天体跟踪，相关研究产业也会得到进一步发展。
昼夜长短的计算方法地球是一个以恒星为中心的自转球体，它每一天都不会停止运行，自转的运动使得太阳的光向地球上的物体产生了变化，形成了日夜的更替，也就是昼夜的更替，也就是我们说的昼夜长短。
日夜长短的计算方法主要有四种，分别是坐标系方法、观测方法、理论方法和算法方法。
坐标系方法是一种比较容易实现的昼夜长短计算方法，它是基于地球坐标系，将地球上的一个物体作为参考点，以此来计算不同位置的昼夜长短。
根据日经角和日赤经角的变化，可以得出不同位置的太阳高度角和日赤经角，从而用此计算出每个经纬度点太阳出现的时间和消失的时间从而计算出该点的昼夜长短。
观测方法是一种比较简单的计算方法，是在一定的观测点，观测太阳的赤经角和赤纬角，再根据地球坐标系，计算该点太阳升起和落下的时间，从而得出当地的昼夜长短。
这种方法比较简单，但是也有一定的局限性，因为只能观测当前的数据，不能预测未来的天气情况。
理论方法是一种比较常见的计算方法，它的基本思想是通过分析地球的地轴倾斜角和公转角，来计算不同地区昼夜长短的情况。
可以先计算出太阳的赤经角和赤纬角的变化幅度，然后根据地球坐标系，计算出该点太阳出现的时间和消失的时间，从而得到当地的昼夜长短情况。
算法方法是一种比较先进的计算方法，是通过采用数值模拟方法，根据地球坐标系，将日经角和日赤经角转换成大地坐标系中的经纬度，然后根据地球椭球面的数学表达式，计算每个经纬度点太阳出现的时间和消失的时间，从而得出每个地区的昼夜长短情况，这种方法比较精准，可以用于对未来的昼夜长短预测。
昼夜长短的计算方法是研究太阳和地球之间的相互作用的重要工具，有助于更好的了解太阳能的变化，从而更好的利用太阳能的能源，更好地适应现实环境。
通过不断改进计算方法，有助于提高昼夜长短的计算精度，从而更好地管理太阳能，对于人类来说，是一个十分重要的事情。
第16卷 第1期强激光与粒子束Vol.16,No.1 2004年1月HIGH POWER LASER AND PAR TICL E B EAMS Jan.,2004 文章编号: 100124322(2004)0120001204大气相干长度的昼夜观测Ξ汪建业, 刘晓春, 饶瑞中, 龚知本(中国科学院安徽光学精密机械研究所,安徽合肥230031) 摘 要: 介绍了利用差分像运动测量法测量光波到达角起伏方差来确定大气相干长度的方法,阐述了一种能对大气相干长度进行昼夜测量的日夜两用型大气相干长度仪的测量原理与结构,经过长期昼夜观测分析得知:整层大气湍流强度有随时间变化的趋势,这种趋势与近地面层的湍流强度的时间变化特征基本吻合,即在日出后和日没前两段时间内的相干长度值远大于其它时间段内的值。
关键词: 大气传输; 大气相干长度; 统计特征 中图分类号: TN246;O437 文献标识码: A 激光大气传输及自适应光学相位校正研究需要对大气湍流介质进行定量的描述。
大气相干长度描述了整层大气传输路径上的综合湍流强度,为分析激光在整层大气中的上行或下行传输提供基本的参数。
大气相干长度最初在天文观测中得到应用,大气湍流引起的星光波前起伏使接收光学望远镜的实际分辨率与大气相干长度密切相关,口径几m的望远镜的实际分辨率大致与口径为10～20cm的望远镜相似。
通过自适应光学技术来校正大气湍流导致的波前起伏,可提高光学望远镜的分辨率使之达到或接近衍射极限,自适应光学系统的效率也与大气相干长度密切相关。
因此大气相干长度对自适应光学系统的设计也是十分重要的。
因此,我们研制了一种既可以在白天又可以在夜晚观测的大气相干长度仪,作为激光大气传输及相位校正研究的基本工具之一。
1 测量原理与方法 由于空间相位起伏所导致的空间相干性退化,使得平行于平面波波阵面的接收孔径上仅在—个有限范围内呈现相位相干,这个范围的尺度用横向相位相干长度或大气相干长度r0来描述。
波结构函数D(r)与r0的关系为[1]D(r)=6.88(r/r0)5/3(1)当相干接收系统的接收孔径r=r0时,波结构函数D(r)的值为6.88,这时该系统的性能达到最佳极限。
根据随机介质中波的传播理论,对在地2空光程中传播的波长为λ的平面波,r0与大气折射率结构常数C2n(h)的关系为r0=2.916.88k2secφ∫∞hC2n(h)d h-3/5(2)式中:k=2π/λ;φ为天顶角;h0为观测点的高度。
如果我们直接测量C2n(h)的垂直分布,则可求出r0,这种做法通常称为湍流积分法。
由于实时地获得整层C2n(h)的垂直分布是相当困难的,这种方法不能作为常规观测的手段。
湍流介质中光束的到达角起伏方差δ2α与C2n(h)的关系同r0与C2n(h)的关系相似,为δ2α=2.91D-1/3arccosφ∫∞h0C2n(h)d h(3)式中:D为接收望远镜孔径。
因此r0与δ2α的关系为r0=3.18k-6/5D-1/5δ-6/5α(4)所以r0可以通过测量到达角起伏方差来获得,这种方法通常称之为到达角法。
早期的到达角法测量是用照像拖影的办法来记录恒星在望远镜焦平面上的抖动,因此只能获得—维抖动方差,数据处理较为繁琐,仪器本身带来的误差不易消除,也不能实时给出结果。
随着光电技术和计算机技术Ξ收稿日期:2003204215; 修订日期:2003207221基金项目:国家863计划项目资助课题。
作者简介:汪建业(1966—),男,副研究员,博士研究生,从事大气湍流光学测量方法研究;合肥1125信箱;E2mail:jywang@。
的高速发展,照像拖影法已逐渐被差分像运动测量法(DIMM )所取代。
差分像运动测量法是将恒星通过光学系统在接收平面上形成两个星像,两星像中心位置之差Δρc 与r 0的关系为[2]r 0=2f 2[0.36(λ/D )1/3-0.242(λ/d )1/3]λ5/3〈Δρ2c 〉-〈Δρc 〉23/5(5)式中:f 为望远镜焦距;d 为两光学接收镜的中心间距。
这种方法对测量仪器本身的抖动、接收系统的光学质量、望远镜焦距的温度效应以及星像亮度的起伏等因素都是不敏感的,因而可望获得良好的测量精度。
利用计算机自动控制和CCD 成像技术能够实时地测量Δρc 并进行处理,因而可以对r 0进行实时观测。
我们研制的这台大气相干长度仪就是利用差分像运动测量法测量光束的到达角起伏方差来确定大气相干长度r 0的。
以往的同类测量仪器分别适用于夜晚和白天,而此台仪器将两种功能集合于一体,既能用于夜晚观测,也能用于白天观测。
晚上观测时,以恒星作为光源;在白天则以太阳的边缘作为光源[6]。
2 仪器结构和操作 大气相干长度仪分成光学接收、光电转换系统和数据处理系统两大部分。
前者包括卡塞格林式接收光学望远镜、光学成像系统和用于到达角起伏测量的CCD 摄像机。
这—部分安装在光学望远镜上,可以由自动或手动对要观测的恒星或太阳在赤经、赤纬两维方向上进行搜索和跟踪。
后者包括视频信号采集卡、A/D 采集卡、计算机和数据处理软件。
Fig.1 Optical schematic diagram of coherence length monitor 图1 大气相干长度仪光学原理图 仪器的光学原理如图1所示。
白天观测时,将望远镜(口径为30cm )瞄准并跟踪太阳,并在望远镜前端面的两口径为10cm 子瞳光阑(两子瞳间距为20cm )上放置两个衰减片。
太阳经衰减后成像聚焦在狭缝光阑S 1上,调节合适的狭缝距离,这样利用狭缝光栏取得太阳的一条带边缘的亮线,通过由透镜L 1,光劈S 2和透镜L 2组成的光束分离器成像在CCD 靶面上,为两条亮线。
晚上观测时,望远镜直接利用一颗亮度和位置合适的恒星(一般采用二、三等星)进行跟踪测量,星光通过望远镜端面的两子瞳光阑(没有放置衰减片),成像聚焦在狭缝光阑S 1处(此时狭缝距离最大),再经过光束分离器成像在CCD 的靶面上,形成两个星像。
计算机利用不同的界面,针对白天和晚上所测量的情况,通过数据的采集和处理系统,分别利用太阳亮线边缘纵向的抖动和两星像重心相对位置的变化,取其相对运动的方差Δρc 进行计算。
仪器中使用的CCD 相机型号为M TV 22821CB ,最低照度0.02L U X ,像素尺寸为8.06μm ×8.30μm ,具有低照度响应、高信噪比的特点,从而可以用较弱亮度的星体作为观测目标。
在进行r 0测量时,为解决计算机内存容量不足和计算时间过长等问题,考虑到星像在CCD 靶面上只占有限的空间,即有效的数据信号在CCD 视频输出的每帧信号中只是一个部分,我们在采集处理大气相干长度的观测数据时(采集速率为25帧每秒,每次采集20s 的数据),采用了开窗口的方式。
窗口的大小兼顾星像抖动的范围、机械系统的跟踪调节精度和每组数据所需的观测时间等因素。
3 初步观测结果 我们在白天和晚上对整层大气相干长度分别进行了观测,由于太阳与恒星的位置在变,所得大气相干长度值对应于斜程传播路径,为进行统计比较分析,应将斜程路径上的相干长度转换为垂直路径上的整层大气相干长度。
白天大气相干长度的变化范围如图2所示,夜间大气相干长度的变化范围如图3所示。
白天相干长度的时间变化最明显的特征在于日出后和日没前相干长度值明显大于其它时间内的值,一般都在10cm 以上,有时可高达20cm 。
2 强激光与粒子束 第16卷Fig.2 Variation of r 0during the day 图2 白天大气相干长度的时间变化Fig.3 Variation of r 0at night图3 晚上大气相干长度的时间变化Fig.4 Variation of r 0for a whole day图4 全天大气相干长度的时间变化 白天和晚上的通宵观测获得了大气相干长度全天的变化情况,当然在日出和日没时分观测不能连续进行,所得数据存在断点。
大气相干长度全天的时间变化示于图4。
可以看出,尽管在日出和日没时分缺乏数据,但白天和夜晚在此期间附近的相干长度的变化趋势显示了在这两个区间内存在最大值。
4 讨论与结论 国际上已有多种大气湍流高度分布廓线模型,被广泛应用在湍流大气中光传播效应的分析计算中。
这些模型包括不区分日夜的笼统模型,如Hufnagel 2Valley 5/7模型,AF G L AMOS 模型。
其中HV5/7模型应用最为广泛,根据此模型,整层大气的相干长度为5cm 。
另一些模型分别描述白天和夜晚的大气湍流廓线,如SLC 2Night ,CL EARI Night 模型是夜间模型,SLC Daytime 是白天模型[7]。
这些模型暗示白天或夜晚的湍流状态在统计意义上是均匀的、随时间的变化不大。
但白天大气边界层湍流强度具有显著的时间变化特征,即在日出后和日没前的两段时间内远远小于其它时间段内的值;而湍流强度随高度有迅速降低的变化趋势,所以近地面层的湍流强度在整层湍流强度中具有较大的分量[5]。
因而,近地面层的湍流强度的时间变化会引起整层湍流强度的明显变化。
我们的测量结果明确地证明了整层湍流强度C 2n 有随时间变化的趋势,这种趋势与近地面层的湍流强度的时间变化特征基本吻合,即在日出后和日没前的两段时间内的相干长度值远大于其它时间段内的值。
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