Спектральний склад сонячної та земної радіації

Випромінювання Сонця у навколишній простір характеризується широким спектром, що наближено відповідає енергетичному спектру абсолютно чорного тіла за температури близько 5800⁰ К. Лише в ультрафіолетовій частині спектра випромінювання Сонця менше, ніж у спектрі абсолютно чорного тіла.

Весь спектр випромінювання Сонця дуже широкий і його за довжиною хвиль поділяють на ряд ділянок. Випромінювання з довжиною хвилі‹10^-5 мкм – це гамма-промені, з довжиною хвилі від 10^-5 до 10^-2 мкм - це рентгенівське випромінювання. Усе це не теплова енергія і в метеорології не вивчається. Теплове випромінювання:

від 0,01 до 0,39 мкм – ультрафіолетова радіація;

від 0,39 до 0,76 мкм – видиме випромінювання, що створює освітлення;

від 0,76 до 3000 мкм – інфрачервона радіація.

Випромінювання з довжиною хвилі більше 0,3 см також не теплове випромінювання – це радіохвилі.

Виділяють також близьку ультрафіолетову радіацію (0,29-0,39 мкм) та близьку інфрачервону радіацію (0,76-2,4 мкм). В інтервалах довжин хвиль від 0,1 до 4 мкм є 99 % усієї енергії сонячної радіації. Усього лише 1 % енергії залишається на радіацію з меншими та довшими хвилями. Тому сонячну радіацію умовно називають короткохвильовою радіацією. Максимум випромінювання Сонця спостерігається за довжини хвилі 0,4738 мкм. Кількість енергії, що випромінюється Сонцем у різних ділянках спектра змінюється у великих межах (табл. 3.1.)

 

 

Таблиця 3.1. Частка різних ділянок спектра сонячної радіації, %

Ділянка спектру	На верхній межі атмосфери	Поблизу земної поверхні залежно від висоти Сонця
900	300	50
Ультрафіолетова	9,0	4,2	2,7	0,1
Видиме світло	47,0	45,8	44,8	30,3
Інфрачервона	44,0	50,0	52,5	69,6

Видима ділянка спектра променистої енергії Сонця поділяється на сім кольорів (табл. 3.2)

Промениста енергія, яку випромінює Земля, відповідно до своєї температури, має значну довжину хвиль. Близько 99 % енергії випромінювання Землі та атмосфери припадає на інтервал довжини хвиль від 3 до 80 мкм. Максимальне випромінювання припадає на довжину хвиль 10-15 мкм. У зв’язку з цим випромінювання Землі та атмосфери називається довгохвильовим.

 

Таблиця 3.2 Довжини хвиль, що відповідають різним кольорам.

Колір	Довжина хвилі, мкм	Колір	Довжина хвилі, мкм
Фіолетовий	0,390-0,455	Жовтий	0,575-0,585
Синій	0,455-0,485	Оранжевий	0,585-0,620
Блакитний	0,485-0,505	Червоний	0,620-0,760
Зелений	0,505-0,575

Сонячна стала

За кількісну міру сонячної радіації беруть енергетичну освітленість або потік радіації. Потік радіації – це кількість енергії, що випромінюється тілом крізь одиничну поверхню або надходить до одиничної поверхні за одиницю часу. Потік радіації в системі одиниць СІ визначається у Вт/м² або Дж/(м²·хв), у позасистемній – кал/(см²хв):

1кал/(см²хв) = 698 Дж/(см²·хв) = 697,8 Вт/м² = 0,698 КВт/м²

Потік радіації, що надходить на верхню межу земної атмосфери за одиницю часу на одиничну перпендикулярну сонячним променям поверхню за середньої відстані від Землі до Сонця, називається сонячною сталою. Міжнародна комісія з радіації рекомендувала взяти як стандартне значення сонячної сталої

І₀ = 1,98 кал/(см²хв) = 1382 Вт/м² = 1,38 кВт/м²

Оскільки на початку січня відстань між Землею і Сонцем найменша (147 млн км), а на початку липня – найбільша (152 млн км) та сонячна стала протягом року змінюється у межах ±3,5%. Взагалі зміст поняття „сонячна стала” полягає в тому, що на цю величину ще не впливає атмосфера.

На думку вчених ще не встановлено точного значення сонячної сталої. Можливо сонячна стала змінюється з часом під впливом коливання сонячної активності. Ще не відомо, чи є добові та річні коливання цієї величини. Для остаточного з’ясування цього питання необхідні тривалі прямі вимірювання спектрального розподілу радіації поза земною атмосферою.

Пряма сонячна радіація

Входячи в атмосферу, сонячна радіація дещо перетворюється. Частина її розсіюється, а частина доходить до поверхні Землі у вигляді пучка паралельних променів. Радіацію, яка надходить до земної поверхні безпосередньо від диску Сонця, називають прямою сонячною радіацією. Потік прямої сонячної радіації не перпендикулярну до променів поверхню позначається Í.

Оскільки відстань між Сонцем і Землею величезна, то всі промені, які ідуть безпосередньо від Сонця можна вважати паралельними. Крім потоку радіації або інтенсивності радіації на одиницю перпендикулярної до променів поверхні визначають також кількість тепла на одиницю горизонтальної поверхні. Цю величину ще називають інсоляцією (Í ^´ ).

З малюнку 3.2 видно, що на площину АВ надходить тепла більше, ніж на площину АС. Отже інсоляція визначається

Í ^´ = Í·sin h,

де h – висота Сонця над обрієм.