Сонячне випромінювання на верхній межі атмосфери.Сонячна стала

Сонячна радіація - електромагнітне і корпускулярне випромінювання Сонця. Електромагнітна радіація поширюється|розповсюджується| у вигляді електромагнітних хвиль із швидкістю світла і проникає в земну атмосферу. До земної поверхні сонячна радіація доходить у вигляді прямої і розсіяної|неуважної| радіації. Сонячна радіація - головне|чільне| джерело енергії для всіх физико-географических| процесів, що відбуваються|походять| на земній поверхні і в атмосфері. Сонячна радіація зазвичай|звично| вимірюється по її тепловій дії і виражається|виказує| в калоріях на одиницю поверхні за одиницю часу. Всього Земля отримує|одержує| від Сонця менш однією двохмільярдною його випромінювання. Електромагнітна радіація, надалі звана тут просто радіацією або випромінюванням, є форма матерії, відмінна від речовини. Частним злучаємо її є видиме світло;але до неї відносяться також і несприймані оком гамма-промені, рентгеновы, ультрафіолетові, інфрачервоні промені, радіохвилі.Радіація поширюється по всіх напрямах від джерела радіації, випромінювача, у вигляді електромагнітних хвиль з швидкістю, дуже близькою до 300 000 км/сек. Електромагнітними хвилями називаються коливання, що поширюються в просторі, тобто періодичні зміни, електричних і магнітних сил; вони викликаються рухом електричних зарядів у випромінювачі.Всі тіла, що мають температуру вище за абсолютний нуль, випускають радіацію при перебудові електронних оболонок їх атомів і молекул, а також при змінах у ваганні атомних ядер в молекулах і в обертанні молекул. У метеорології доводиться мати справу переважно з цією температурною радіацією, визначуваною температурою випромінюючого тіла і його випромінювальною здатністю. Наша планета отримує таку радіацію від Сонця; земна поверхня і атмосфера в той же час самі випромінюють температурну радіацію, але в інших діапазонах довжин хвиль.Радіохвилі, що збуджуються в технічних радіопередавальних пристроях, як відомо, мають довжини хвиль від міліметрів до кілометрів. Температурна ж радіація має довжини хвиль від сотень мікрон до тисячних доль мікрона, тобто від десятих до мільйонних доль міліметра. Ще коротше за хвилю рентгенова випромінювання і гамма-випромінювання, що немає температурними (вони пов'язані з внутрішньоядерними процесами).Довжини хвиль радіації вимірюють з великою точністю, і тому зручно виражати їх в одиницях значно менших, ніж мікрон. Це мілімікрон (ммк) — тисячна доля мікрона і ангстрем (А) — десятитисячна доля мікрона. Наприклад, довжину хвилі 0,5937 мк можна ще написати: 593,7 ммк або 5937 А. Но в цій книзі ми наводитимемо довжини хвиль переважно в мікронах.Температурну радіацію з довжинами хвиль від 0,002 до 0,4 мк називають ультрафіолетовою.Вона невидима, тобто не сприймається оком. Радіація від 0,40 до 0,75 мк — це видиме світло, що сприймається оком. Світло з довжиною хвилі близько 0,40 мк — фіолетовий, з довжиною хвилі близько 0,75 мк — червоний. На проміжні довжини хвиль доводиться світло всіх кольорів спектру. Радіація з довжинами хвиль більше 0,75 мк і до декількох сотень мікрон називається інфрачервоною; вона, так само як і ультрафіолетова, невидима.У метеорології прийнято виділяти короткохвильову і довгохвильову радіацію. Короткохвильовою називають радіацію в діапазоні довжин хвиль від 0,1 до 4 мк. Вона включає, окрім видимого світла, ще найближчу до нього по довжинах хвиль ультрафіолетову і інфрачервону радіацію. Сонячна радіація на 99% є такою короткохвильовою радіацією. До довгохвильової радіації відносять радіацію земної поверхні і атмосфери з довжинами хвиль від 4 до 100-120 мк. Тіло, що випускає температурну радіацію, охолоджується; його теплова енергія переходить в енергію радіації, в променисту енергію. Коли ж радіація падає на інше тіло і поглинається ним, промениста енергія переходить в інші види енергії, головним чином в теплоту. Це означає, що температурна радіація нагріває тіло, на яке вона падає.До температурної радіації відносяться відомі з|із| фізики закони випромінювання Кирхгофа, Стефана—Больцмана, Планка, Віна. Зокрема, відповідно до закону Стефана—Больц­мана енергія випромінюваної радіації зростає|росте| пропорційно че­твертой| міри|ступені| абсолютної температури випромінювача. Распре­деленіє енергії в спектрі радіації, тобто по довжинах хвиль, зави­сит|, за законом Планка, від температури випромінювача. Відповідно до закону Віна довжина хвилі, на яку доводиться|припадає| максимум променистої енергії, назад пропорційна|пропорціональна| абсолютною тем­пературе| випромінювача. Це означає|значить|, що з|із| підвищенням темпера­туры| максимум енергії переміщається на все коротші хвилі.Вказані закони відносяться до так званого абсолютно чорного тіла, тобто до тіла, яке поглинає всю падаючу|падати| на його радіацію і само випромінює максимум радіації, можливий при даній температурі. Проте|однак| з|із| певними поправками вони застосовні до всіх взагалі тіл.Деякі речовини в особливому стані|статку| випромінюють радиа­цию| в більшій кількості і в іншому діапазоні довжин хвиль, чим це слідує|прямує| по їх температурі. Таким чином, можливо, наприклад, випромінювання видимого світла при таких низьких темпе­ратурах|, при яких речовина зазвичай|звично| не світиться. Ета радиа­ция|, що не підкоряється законам температурного випромінювання, на­зывается| люмінесценцією.Для цього речовина заздалегідь повинна поглинути опре­деленное| кількість енергії і прийти в так званий воз­бужденное| стан|статок|, багатший енергією, ніж нормальний стан|статок| речовини. При зворотному переході речовини з|із| воз­бужденного| стану|статку| в нормальне і виникає люминесцен­ция|. Люмінесценцією пояснюються|тлумачать|, між іншим, полярні сяяння|сяйва| і свічення нічного піднебіння|неба|.Терміном радіація називають також явище зовсім іншого роду, саме — корпускулярну радіацію, тобто потоки електрично заряджених елементарних часток речовини, переважно протонів і електронів, рухомих з швидкостями в сотні кілометрів в секунду, хоча і великими, але все-таки дуже далекими від швидкості світла. Енергія корпускулярної радіації в середньому в 107 ^разів менше, ніж енергія температурної радіації Сонця. Проте вона сильно міняється з часом залежно від фізичного стану Сонця, від сонячної активності.