3.3. Спектральний склад сонячної радіації

Сонце випромінює світлові промені різної довжини хвилі. Розподіл променистої енергії в сонячному світлі по довжинах хвиль називається спектром сонячної радіації.

Як показали спостереження, сонячний спектр є спектром поглинання. Сонце дає безперервний спектр, який перетинається безліччю темних, так званих фраунгоферових і телуричних ліній.

Походження цих темних ліній наступне. Сонячна радіація, що випускається фотосферою, проходить через хромосферу, яка поглинає промені певних довжин хвиль. У спектрі Сонця утворюються фраунгоферові лінії. Але сонячні промені проходять ще й через земну атмосферу, складові частини якої також поглинають окремі промені, внаслідок чого в сонячному спектрі з'являються також темні лінії та смуги, що називаються земними або телуричними лініями.

По місцю розташування ліній і смуг поглинання можна судити про склад сонячної та земної атмосфери, а по їхній ширині й інтенсивності – про концентрації поглинаючих речовин.

Спектр сонячної радіації на границі земної атмосфери практично знаходиться між довжинами хвиль 0,17 й 4,0 μ . Близько 50 % енергії припадає на видиму частину спектра (λ від 0,40 до 0,76 μ), 7 % припадає на ультрафіолетову частину спектра (λ<0,40 μ) і 43 % на інфрачервону частину (λ >0,76 μ).

Максимум енергії в сонячному спектрі на границі атмосфери припадає на довжину хвилі λ_т=0,475 μ (жовто-зелена ділянка спектра). Проходячи крізь земну атмосферу, сонячна радіація змінюється по інтенсивності та по спектральному складу внаслідок її поглинання та розсіювання атмосферними газами, зваженими в повітрі рідкими та твердими частками.

На рис. 4.1 представлені криві розподілу енергії в нормальному сонячному спектрі біля земної поверхні (b і c) і на границі атмосфери (а). Криві b і с показують розподіл енергії в спектрі сонячної радіації, який спостерігається на земній поверхні, а крива а – результати екстраполяції виміряних значень на верхню границю атмосфери. Ця крива приблизно характеризує розподіл енергії в спектрі Сонця на границі атмосфери.

Рис. 4.1 Розподіл енергії в сонячному спектрі.

а – на верхній границі атмосфери, в – біля поверхні Землі при висоті Сонця 35˚, с – теж саме при висоті Сонця 15˚.

Розглядаючи криві на рис. 4.1, ми бачимо, що найбільшою енергією володіють видимі промені, що відповідають порівняно малим довжинам хвиль. Тому сонячну радіацію у видимій частині спектра характеризують як короткохвильову.

Ультрафіолетова частина спектра різко обривається при λ=0,29 μ за рахунок поглинання радіації з меншою довжиною хвилі озоном. У цій області немає ні ліній, ні смуг поглинання. У видимій частині спектра є лінії поглинання кисню й озону. В інфрачервоній області спектра є ряд смуг поглинання водяної пари.

Порівняння кривих a, b і с показує, наскільки істотним є вплив атмосфери на розподіл енергії в спектрі сонячної радіації.

3.4. Основні закони променистої енергії

Кількість енергії, що випускається за 1 сек. на 1 см² поверхні тіла, називається його випромінювальною здатністю е_λ .

Випромінювальна здатність тіла залежить від його природи, абсолютної температури Т і довжини хвилі λ. Число, що показує, яка частина падаючої на тіло променистої енергії поглинається ним, називається його поглинаючою здатністю k_λ.

Кірхгоф встановив зв'язок між випромінювальною здатністю тіла та його поглинаючою здатністю.

Відповідно до закону Кірхгофа, відношення випромінювальної здатності тіла е_λT для певної довжини хвилі λ і абсолютної температури Т до його поглинаючої здатності k_λT за тих самих умов є величиною постійною, яка дорівнює випромінювальній здатності Е_λT абсолютно чорного тіла за тих же умов.

Таким чином,

, (4.3) і відповідно для повного випромінювання будемо мати

(4.4)

Величина є лише функцією довжини хвилі та температури (для повного випромінювання тільки температури), і не залежить від природи тіла.

Для абсолютно чорного тіла, у якого k_λT =1, е_λT = Е_λT, із закону Кірхгофа випливає:

1. якщо тіло випромінює променисту енергію даної довжини хвилі λ при заданій температурі Т, то воно поглинає при цій температурі променисту енергію тієї ж довжини хвилі;

2. добре поглинаюче тіло добре випромінює та навпаки.

Закон Кірхгофа називають вибірковим законом поглинання; це значить, що тіло поглинає тільки ті промені, які воно випромінює. Всі тіла в природі, що не являються абсолютно чорними та маючи k_λ<1 випромінюють лише певну частку випромінювання абсолютно чорного тіла при тій же температурі.

У 1877р. Стефан дослідним шляхом і в 1879р. Больцман теоретично встановили, що повна випромінювальна здатність абсолютно чорного тіла пропорційна четвертому ступеню його абсолютної температури. Таким чином, відповідно до закону Стефана – Больцмана,

Е = σТ⁴, (4.5)

де σ – постійний коефіцієнт ( кал/см² хв град⁴).

Велике значення для всіх розрахунків променистої енергії має закон зміщення Віна, що виражає зв'язок довжини хвилі максимального випромінювання λ_m абсолютно чорного тіла з його абсолютною температурою Т : добуток довжини хвилі, якому відповідає максимальна випромінювальна здатність тіла, на абсолютну температуру тіла є величина постійна:

(4.6)

Ця формула дозволяє знайти температуру випромінюючого тіла, якщо відомо розподіл енергії в його спектрі, тобто відома довжина хвилі з максимальною випромінювальною здатністю. І навпаки, знаючи температуру випромінюючої поверхні, можна знайти . З приведеного закону видно, що чим більше температура тіла, тим більші короткохвильові промені воно випромінює, та навпаки. Таким чином, при зміні температури тіла максимум енергії в його спектрі зміщується. Тому закон Віна називають ще законом зміщення.

Закони Віна й Стефана – Больцмана дозволяють визначити температуру випромінюючої поверхні Сонця. Так, відповідно до довжини хвилі максимального випромінювання Сонця =0,47μ. (закон Віна), одержуємо, що температура його дорівнює 6136°. А за законом Стефана – Больцмана, вважаючи Сонце абсолютно чорним тілом, одержуємо його температуру Т = 5760°.