Energia słoneczna i cieplna biosfery

Oddziaływanie promieniowania słonecznego z

atmosferą

Dr inż. Mariusz Szewczyk

Politechnika Rzeszowska im. I. Łukasiewicza

Wydział Budowy Maszyn i Lotnictwa

Katedra Termodynamiki

35-959 Rzeszów, ul. W. Pola 2

składniki podstawowe i śladowe
atmosfery

procesy generacji i usuwania

ośrodek mętny - rozpraszanie

rozpraszanie – rodzaje

rozpraszanie Ramanowskie, Rayleigha,
Mie, geometryczne

rozkład promieniowania nieba w
bezchmurny dzień

absorpcja – pasma absorpcyjne
składników

prawo Bouguera-Lamberta

masa optyczna atmosfery

współczynnik przeźroczystości atmosfery

silna absorpcja w niejednolitym ośrodku

transmitancja atmosfery

widmo promieniowania słonecznego -
wpływ masy optycznej

promieniowanie zwrotne Ziemi – prom.
powierzchni i atmosfery

Składniki podstawowe atmosfery

w

B

M

i

L

1951

Składniki podstawowe (udział w atmosferze suchej):

• azot N

2

– 78,08 % - udział w procesach biologicznych i chemicznych;

• tlen O

2

– 20,95 % - pochodzenie biologiczne, udział w procesach biologicznych i

chemicznych;

• gazy szlachetne – 0,93 %, (Argon Ar – 9340 ppm, Neon Ne – 18 ppm, Krypton Kr

– 1 ppm) – obojętne, Hel He – 5 ppm – procesy fizykochemiczne

• ditlenek węgla CO

2

– stężenie zmienne (200

÷ 400 ppm), średnio 0,038 % -

pochodzenie fizykochemiczne, biologiczne, antropogeniczne, udział w procesach

biologicznych i chemicznych;

• woda H

2

O - w postaci wszystkich trzech stanów skupienia (większość w postaci

pary) – stężenie zmienne zależne od warunków klimatycznych 0,001

÷ 1 %, udział

w procesach biologicznych i fizyko-chemicznych

Składniki śladowe atmosfery

w

B

M

i

L

1951

Związki węgla półtrwałe o względnie stałym stężeniu:

• metan CH

4

– 1,72 ppm - pochodzenie biologiczne, antropogeniczne, chemiczne;

• tlenek węgla CO – 0,06 ppm p. południowa, 0,12 ppm p. północna - pochodzenie

antropogeniczne, chemiczne.

Związki azotu o stałym stężeniu:

• podtlenek azotu N

2

O – 0,31 ppm - pochodzenie biologiczne, chemiczne.

Związki azotu silnie reaktywne:

• amoniak NH

3

– 10

-4

÷ 10

-5

ppm - pochodzenie biologiczne, chemiczne;

• tlenki azotu NO

x

– 10

-6

÷ 10

-2

ppm - pochodzenie antropogeniczne, biologiczne, chemiczne.

Związki siarki silnie reaktywne i związane z obiegiem wody:

• siarkowodór H

2

S - pochodzenie biologiczne, antropogeniczne, chemiczne;

• tlenki siarki SO

2

, SO

3

- 10

-4

÷ 10

-5

ppm - pochodzenie antropogeniczne, biologiczne,

chemiczne.

Gazy związane z obiegiem ozonu:

• ozon O

3

- 10

-2

÷ 10

-1

ppm - pochodzenie antropogeniczne, biologiczne, chemiczne;

• chlor Cl

2

i freony - pochodzenie antropogeniczne, biologiczne, chemiczne.

Składniki niegazowe:

• pyły, aerozole,sól, sadza - pochodzenie antropogeniczne, fizykochemiczne.

Procesy generacji i usuwania składników atmosfery

w

B

M

i

L

1951

Procesy wprowadzające składniki do atmosfery to przede wszystkim:

• erupcje wulkanów;

• działalność ludzka;

• naturalne procesy biologiczne (fotosynteza, oddychanie, procesy

mikrobiologiczne, bagna);

• reakcje chemiczne wewnątrz atmosfery;

• procesy wietrzeniowe;

• wydzielanie z hydrosfery;

• meteoryty,

• pożary,

• zdmuchiwanie fal morskich.

Podstawowe procesy usuwające składniki z atmosfery to:

• wymywanie opadami;

• naturalne procesy biologiczne (fotosynteza, procesy mikrobiologiczne);

• rozpuszczanie w hydrosferze;

• reakcje ze składnikami litosfery.

Ośrodek mętny - rozpraszanie

w

B

M

i

L

1951

Atmosfera stanowi dla promieniowania słonecznego ośrodek mętny – pochłaniający
i rozpraszający.

Rozpraszanie promieniowania jest zjawiskiem polegającym na zmianie kierunku
propagacji promieniowania bez zmiany jego częstotliwości - rozpraszanie elastyczne,
lub z niewielką zmiana częstotliwości - rozpraszanie nieelastyczne.

Rozpraszanie skutkuje tym że promieniowanie
słoneczne dociera do powierzchni Ziemi nie tylko
od strony Słońca ale także od oświetlonej przez
Słońce atmosfery, następuje podział na
promieniowanie bezpośrednie i rozproszone.

Rozpraszanie zachodzi tak na kropelkach i
kryształkach pyłów i aerozoli zawieszonych w
atmosferze jak i na cząsteczkach i atomach
gazowych składników atmosfery.

Charakterystyka rozpraszania jest zależna od
parametrów promieniowania ale przede
wszystkim od parametrów ośrodka
rozpraszającego – rozpraszanie molekularne i
niemolekularne.

Rozpraszanie – rodzaje

w

B

M

i

L

1951

Ze względu na charakter oddziaływania promieniowania z ośrodkiem
rozpraszającym wyróżnia się rozpraszanie molekularne i niemolekularne.

• Rozpraszanie molekularne ma charakter natychmiastowego procesu dwóch
oddziaływań cząsteczki z polem promieniowania w wyniku którego znika jeden kwant a
w jego miejsce pojawia się inny o takiej samej lub nieco innej częstotliwości i innym
kierunku.

• Rozpraszanie niemolekularne wynika z oddziaływań promieniowania z drobinami
cieczy i ciał stałych polegających przede wszystkim na odbiciu, ugięciu, załamaniu czy
fluorescencji.

Głównym parametrem determinującym charakterystykę i opis rozpraszania
elastycznego są proporcje pomiędzy rozmiarem cząstek rozpraszających i długości fali
promieniowania – determinuje to podział na:

• Rozpraszanie Reyleigha – rozmiary cząstek są znacznie mniejsze od długości fali –
rozpraszania molekularne;

• Rozpraszanie Mie – rozmiary cząstek są tego samego rzędu co długość fali;

• Rozpraszanie geometryczne – rozmiary cząstek są znacznie większe od długości fali
– rozpraszania niemolekularne.

Specyficznym typem rozpraszania jest rozpraszanie Ramanowskie będące
rozpraszaniem molekularnym i nieelastycznym

Dominuje na czystym i niezamglonym nieboskłonie.

Cząsteczki traktuje się jak dipole oddziałujące z promieniowaniem i nie oddziałujące
ze sobą.

Natężenie światła rozproszonego na cząsteczce opisane jest zależnością:

gdzie:

I

λ

– natężenie światła padającego,

r

– rozmiar cząstki,

R

– odległość od cząstki rozpraszającej,

λ

– długość fali padającego światła,

n

– współczynnik załamania światła,

Θ

– kąt rozproszenia liczony od kierunku padania światła.

Przy bezchmurnym nieboskłonie w atmosferze suchej oraz pozbawionej zapylenia i
aerozoli rozproszeniu ulega od 10 do 20 % promieniowania słonecznego.

Rozpraszanie Rayleigha - opis

w

B

M

i

L

1951

,

2

cos

1

1

1

π

16

2

2

2

2

4

6

4

,

Θ

n

n

R

r

I

I

Θ

+













+

−

=

′

λ

λ

λ

Kierunek rozpraszania najlepiej opisuje indykatrysa rozpraszania będąca obwiednią
natężenia promieniowania w funkcji kąta rozpraszania:

- największe natężenie promieniowania rozproszonego występuje z kierunku Słońca.

- natężenie światła rozproszonego bardzo silnie zależy od rozmiarów

molekuły:

- najsilniej rozpraszane są fale krótkie a stosunek ilości promieniowania z

zakresu fioletu i czerwieni w promieniowaniu rozproszonym wynosi:

- nieboskłon ma barwę niebieską bo barwa fioletowa jest rozpraszana 16 razy bardziej
niż czerwona,

- widmo promieniowania bezpośredniego jest przesuwane w stronę czerwieni,

- kolor tarczy słonecznej jest uzależniany od grubości atmosfery (wysokości Słońca nad
horyzontem) przez którą przechodzi promieniowanie słoneczne.

Rozpraszanie Rayleigha - wnioski

w

B

M

i

L

1951

,

16

4

,

0

8

,

0

4

4

f

c

c

f

=













≈













=

′

′

λ

λ

I

I

,

~

6

,

r

I

Θ

λ

′

,

~

4

,

−

′

λ

λ

Θ

I

Rozkład promieniowania nieba w bezchmurny dzień

w

B

M

i

L

1951

Rozpraszanie Mie i rozpraszanie geometryczne

w

B

M

i

L

1951

Indykatrysa promieniowania rozproszonego ma kształt wydłużony i skierowany do
przodu (w skrajnym przypadku tylko do przodu) – promieniowanie rozpraszane jest

przede wszystkim do przodu.

Intensywność rozpraszania znacznie słabiej zależy od długości fali:

co powoduje że promieniowanie rozproszone traci barwę.

Rezultatem takiego rozpraszania jest np. biała otoczka wokół tarczy słonecznej czy
utrata koloru nieboskłonu występujące w warunkach zamglenia, wysokiej zawartości

pary wodnej lub innych aerozoli, zachmurzenia wysokimi chmurami.

W skrajnym przypadku przy braku widzialności tarczy słonecznej do powierzchni
Ziemi dociera tylko promieniowanie rozproszone.

,

~

2

λ

λ

λ

÷

′

−

I

Rozpraszanie Ramanowskie

w

B

M

i

L

1951

Podczas rozpraszania Ramanowskiego następuje zmniejszenie (rozpraszanie
stoksowskie) lub zwiększenie (rozpraszanie antystoksowskie) częstotliwości

promieniowania - zmiana częstotliwości (energii) fotonu związany jest z przejściem

molekuły na inny poziom oscylacyjny i/lub rotacyjny.

Rozpraszanie Ramanowskie z punktu widzenia energetycznego nie ma praktycznie
żadnego znaczenia – jego natężenie jest od 10

3

do 10

6

razy mniejsze od

rozpraszania elastycznego.

Rozpraszanie Ramanowskie ma duże znaczenie w badaniach atmosfery ponieważ
widmo promieniowania rozproszonego jest charakterystyczne dla molekuł

rozpraszających, a stosunek rozpraszania stoksowskiego do antystoksowskiego jest

zależny od temperatury.

Prawo Bouguera-Lamberta

w

B

M

i

L

1951

Θ

z

α

s

Sumarycznie zjawiska absorpcji i rozpraszania
powodują osłabienie promieniowania i wiązka

promieniowania o długości fali

λ

i początkowym

natężeniu

I

λ

po przejściu drogi

ds

zmieni się o:

gdzie:

K

λ

– współczynnik osłabienia (ekstynkcji)

będący suma składowej od absorpcji i

rozpraszania:

zatem prawo Bouguera-Lamberta przybiera

postać:

,

d

d

-

s

I

K

I

λ

λ

λ

=

(

)

,

,

,

,

f

,

i

C

P

T

K

S

a

K

λ

λ

λ

λ

λ

=

+

=

.

d

d

s

K

I

I

λ

λ

λ

−

=

Grubość optyczna

w

B

M

i

L

1951

Po przejściu drogi

L

:

gdzie:

k

λ

(L)

– grubość optyczna (droga optyczna).

Gdy właściwości optyczne atmosfery na drodze

L

są niezmienne:

( )

( )

,

0

d

0

0

L

k

s

s

K

L

e

I

e

I

I

L

λ

λ

λ

λ

λ

=

∫

=

















−

( )

[

]

,

0

0

L

K

L

k

L

e

I

e

I

I

λ

λ

λ

λ

λ

=

=

Masa optyczna atmosfery – definicja

w

B

M

i

L

1951

Definiując masę optyczną jako stosunek masy atmosfery przez którą przeszło
promieniowanie do masy atmosfery mieszczącym się w pionowym słupie powietrza

nad miejscem obserwacji:

prawo Bouguera-Lamberta można zapisać:

gdzie: - średnia wartość masowego współczynnika osłabienia,

τ

λ

- głębokość optyczna atmosfery (grubość optyczna pionowego słupa

powietrza):

( )

( )

,

d

d

0

0

0

∫

∫

∞

∞

=

=

z

z

s

s

M

M

AM

ρ

ρ

( ) ( )

,

0

0

d

0

0

0

AM

AM

M

AM

z

z

z

L

e

I

e

I

e

I

I

L

λ

λ

λ

τ

λ

α

λ

ρ

α

λ

λ

−

−

















−

=

=

∫

=

λ

α

( ) ( )

,

lub

d

0

0

0

∫

=

∫

=

∞

∞

M

z

z

z

λ

λ

λ

λ

α

τ

ρ

α

τ

Masa optyczna atmosfery - obliczanie

w

B

M

i

L

1951

(

)

Z

0

cos θ

P

P

AM

⋅

=

gdzie:

Θ

z

- kąt zenitalny Słońca;

P – ciśnienie atmosferyczne;
P

0

– ciśnienie normalne, P

0

= 1013,25 hPa.

, dla

Θ

z

≤ 62°;

dla

Θ

z

≤ 70°

Zapisując:

gdzie:

p

λ

– współczynnik przeźroczystości atmosfery zleżany tylko od jej stanu i

niezależny od wysokości słońca i natężenia promieniowania, bowiem w przypadku

gdy Słońce będzie w zenicie masa optyczna atmosfery:

AM

= 1 a

współczynnik przeźroczystości określa ułamek promieniowania słonecznego

docierający do powierzchni Ziemi.

Współczynnik przeźroczystości zależy od długości fali:

a największe wartości przyjmuje dla atmosfery suchej i czystej.

Współczynnik przeźroczystości atmosfery

w

B

M

i

L

1951

( )

,

0

0

0

AM

AM

AM

L

p

I

e

I

e

I

I

λ

λ

τ

λ

τ

λ

λ

λ

λ

=

=

=

−

−

1

0

,

90

,

<

⇒

=

λ

λ

λ

λ

p

I

I

p

λ

= 0,39 µm

λ

= 0,45 µm

λ

= 0,70 µm

p

λ

= 0,635

p

λ

= 0,812

p

λ

= 0,966

Silna absorpcja w niejednolitym ośrodku

w

B

M

i

L

1951

W niektórych zakresach długości fal
oddziaływanie promieniowania słonecznego
ze składnikami atmosfery jest tak silne że nie
docierają one do powierzchni.

Analiza zjawiska ekstynkcji w takim
przypadku uwidacznia że w atmosferze
występują warstwy o maksymalnej absorpcji
a do powierzchni Ziemi promieniowanie z
tych zakresów częstotliwości praktycznie nie
dociera.

Tłumaczy to położenie warstw jonosfery,
ozonosfery oraz pionowy profil temperatury
powietrza.

Zjawisko to dotyczy przede wszystkim
wysokoenergetycznej części widma
promieniowania słonecznego czyli
promieniowania ultrafioletowego.

Pasma absorpcyjne składników atmosfery

w

B

M

i

L

1951

Transmitancja atmosfery – okna atmosferyczne

w

B

M

i

L

1951

Odbicie wraz z rozpraszaniem wstecznym i pochłanianie promieniowania
słonecznego w atmosferze mniej więcej w tym samym stopniu prowadzą do
redukcji promieniowania dochodzącego do powierzchni Ziemi - do powierzchni
Ziemi dociera niecałe 60 % promieniowania docierającego do atmosfery w tym w
postaci bezpośredniego około połowy (44

÷ 47 %).

Transmitancja atmosfery dla AM1,5.

Widmo promieniowania słonecznego - wpływ składników atmosfery

w

B

M

i

L

1951

Wpływ pasm absorpcyjnych składników atmosfery na rozkład widmowy

promieniowania słonecznego.

W procesie selektywnego pochłaniania promieniowania słonecznego
odpowiadającego za ekstynkcje około 10 % (pochłanianie całkowite - 20

÷ 25 %)

promieniowania decydującą rolę odgrywają ozon O

3

i para wodna H

2

O.

Widmo promieniowania słonecznego - wpływ masy optycznej

w

B

M

i

L

1951

Rozkłady widmowe promieniowania słonecznego dla standardów AM0 (air mass),

AM1 i AM2.

Widmo promieniowania słonecznego – składowe dla AM 1,5

w

B

M

i

L

1951

Spektralny rozkład promieniowania słonecznego dla AM 1,5, przy czystej i bezchmurnej

atmosferze; gdzie odpowiednio: Extraterrestrial – promieniowanie słoneczne na granicy

atmosfery; Global – promieniowanie całkowite (Direct+ Diffuse); Direct - promieniowanie

docierające do powierzchni Ziemi z bezpośrednio widocznej tarczy słonecznej; Diffuse -

promieniowanie rozproszone przez atmosferę w kierunku Ziemi.

Widmo promieniowania rozproszonego

w

B

M

i

L

1951