Oddziaływanie promieniowania słonecznego z atmosferą

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

1951

Składniki podstawowe (udział w atmosferze suchej):

• azot N

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

• tlen O

– 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

– stężenie zmienne (200

÷ 400 ppm), średnio 0,038 % -

pochodzenie fizykochemiczne, biologiczne, antropogeniczne, udział w procesach

biologicznych i chemicznych;

• woda H

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

1951

Związki węgla półtrwałe o względnie stałym stężeniu:

• metan CH

– 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

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

Związki azotu silnie reaktywne:

• amoniak NH

– 10

-4

÷ 10

-5

ppm - pochodzenie biologiczne, chemiczne;

• tlenki azotu NO

– 10

-6

÷ 10

-2

ppm - pochodzenie antropogeniczne, biologiczne, chemiczne.

Związki siarki silnie reaktywne i związane z obiegiem wody:

• siarkowodór H

S - pochodzenie biologiczne, antropogeniczne, chemiczne;

• tlenki siarki SO

, SO

- 10

-4

÷ 10

-5

ppm - pochodzenie antropogeniczne, biologiczne,

chemiczne.

Gazy związane z obiegiem ozonu:

• ozon O

- 10

-2

÷ 10

-1

ppm - pochodzenie antropogeniczne, biologiczne, chemiczne;

• chlor Cl

i freony - pochodzenie antropogeniczne, biologiczne, chemiczne.

Składniki niegazowe:

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

Procesy generacji i usuwania składników atmosfery

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

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

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:

– natężenie światła padającego,

– rozmiar cząstki,

– odległość od cząstki rozpraszającej,

– długość fali padającego światła,

– współczynnik załamania światła,

– 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

1951

cos













−

′

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

1951













≈













′

−

′

Rozpraszanie Mie i rozpraszanie geometryczne

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.

′

−

Rozpraszanie Ramanowskie

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

do 10

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

1951

Sumarycznie zjawiska absorpcji i rozpraszania
powodują osłabienie promieniowania i wiązka

promieniowania o długości fali

i początkowym

natężeniu

po przejściu drogi

zmieni się o:

gdzie:

– współczynnik osłabienia (ekstynkcji)

będący suma składowej od absorpcji i

rozpraszania:

zatem prawo Bouguera-Lamberta przybiera

postać:

(

)

−

Grubość optyczna

1951

Po przejściu drogi

gdzie:

(L)

– grubość optyczna (droga optyczna).

Gdy właściwości optyczne atmosfery na drodze

są niezmienne:

( )

∫













−

( )

[

]

Masa optyczna atmosfery – definicja

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,

- głębokość optyczna atmosfery (grubość optyczna pionowego słupa

powietrza):

( )

∫

∞

( ) ( )

−













−

∫

( ) ( )

lub

∫

∞

Masa optyczna atmosfery - obliczanie

1951

(

)

cos θ

⋅

gdzie:

- kąt zenitalny Słońca;

P – ciśnienie atmosferyczne;
P

– ciśnienie normalne, P

= 1013,25 hPa.

, dla

≤ 62°;

dla

≤ 70°

Zapisując:

gdzie:

– 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:

= 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

1951

( )

−

⇒

= 0,39 µm

= 0,45 µm

= 0,70 µm

= 0,635

= 0,812

= 0,966