Speaker
Description
В докладе представлены алгоритмы метода Монте-Карло для расчета средних по ансамблю реализаций полей яркости излучения в солнечном диапазоне спектра.
Рассматривается сферическая модель атмосферы; приемник располагается за пределами верхней границы атмосферы. Облака находятся в пределах слоя, ограниченного высотой верхней Ht и нижней Hb границы облачности. Количество облаков, аппроксимированных опрокинутыми усеченными параболоидами, определялось согласно закону Пуассона для заданных значений площади шарового сегмента S на уровне Ht, диаметра основания параболоида и балла облачности; вершины параболоидов моделировались равномерно на поверхности сегмента. Линия визирования проходит через центр верхней границы облачного поля. Расчет яркостных характеристик выполнялся методом сопряженных блужданий в облачных полях «малой» (Ss, 750 км$^2$) и «большой» (Sb, 10000 км$^2$) площади.
Результаты моделирования, выполненные при изменении зенитных углов визирования (VZA) и Солнца (SZA) в диапазоне 0-60$^o$, показали, что значения яркостей, рассчитанных в «малом» и «большом» полях отличаются в пределах 10%. Однако затраты машинного времени T при вычислении в «большом» поле превышали соответствующие значения в «малом» поле примерно в 3-7 раз в зависимости от остальных входных параметров. При переходе к большим значениям VZA и SZA (вплоть до 90$^o$), различие яркостей может достигать десятков процентов, что свидетельствовало о неприемлемости использования «малого» поля для моделирования яркостей в этих условиях.
Для того, чтобы уменьшить расхождения $\delta$ при больших значениях зенитных углов наблюдения и освещенности, предложено использовать расширение области моделирования за счет введения периодических граничных условий, адаптированных к сферической модели атмосферы, на основе «малого» (базового) поля. Суть подхода состояла в следующем. При выходе фотона за пределы базового поля выполнялось его аффинное преобразование, при котором центр поля сдвигался вдоль направления движения фотона. Моделирование траектории продолжалось в новом поле; процедура построения облачных полей повторялась до момента обрыва траектории. Аналогичным образом расширение области моделирования проводилось при расчете локальной оценки в направлении «на Солнце».
Использование периодических условий позволило моделировать поля яркости отраженной радиации при больших зенитных углах VZA и SZA на основе «малого» поля: различие относительно расчетов в «большом» поле не превышала 10% при сокращении T в ~3 раза.
Работа выполнена в рамках государственного задания ИОА СО РАН FWRU-2026-0005.
