WYKŁAD 2 24.04.2007

Promieniowanie słoneczne i wymiana energii na planecie.

Ekliptyka - droga pozornego ruchu Słońca wokół Ziemi

23,5° - kąt nachylenia osi świata do równika

90° - φ 90° - φ + 23,5° 90° - φ - 23,5°

Położenie Ziemi w ciągu roku względem padających prostopadle promieni słonecznych.

φ - szerokość geograficzna

150mln km - odległość Słońca od Ziemi

8,38min - czas biegu promieni słonecznych do Ziemi

15°/h - prędkość kątowa Ziemi

15° - średnia temperatura na Ziemi

Ciepło jest jednym z efektów pojawiania się energii. Nie można jej zmierzyć metodami bezpośrednimi. Oblicza się ją jako pracę wykonaną w przemianach odwracalnych prowadzących do stanu równowagi termodynamicznej rozpatrywanej materii z powszechnymi składnikami otaczającej przyrody.

Energia to skalarna wielkość fizyczna spełniająca ściśle określone prawo zachowania, służąca do ilościowego określenia różnych procesów i rodzajów oddziaływania.

Przez promieniowanie najogólniej rozumie się wysyłanie energii w postaci strumieni cząstek przez układ materialny, a także sam efekt emisji.

Formy dostarczania energii:

• przewodnictwo

- cieplne

- elektryczne

W meteorologii rozpatrywane jest głównie w aspekcie możliwości przekazywania energii słonecznej do Ziemi, czyli jako przewodnictwo cieplne.

Przewodnictwo cieplne jest to zjawisko wzajemnego przebiegu energii wewnętrznej przez bezpośredni styk cząsteczek bez istotnej zmiany ich położenia i występuje wyłącznie, kiedy mamy do czynienia z gradientem (różnicą) temperatury w ośrodku materialnym.

• konwekcja = unoszenie ciepła

Zjawisko przenoszenia ciepła w skutek ruchu cząsteczek płynu. Konwekcja jest głównym mechanizmem procesu przejmowania ciepła.

- wymuszona (przy pomocy pomp, czy wiatraków)

- swobodna = naturalna (związana z różnicą gęstości powstałą na skutek różnicy temperatur)

• promieniowanie słoneczne

specyficzna forma przekazywania energii w postaci fal elektromagnetycznych, które noszą nazwę teledetekcji, bez udziału środowiska materialnego.

W meteorologii promieniowanie słoneczne rozumiane jest jako strumień energii promienistej Słońca skierowany ku powierzchni Ziemi, gdzie energia ta w głównej mierze przekształca się w energię cieplną.

Cechami fizycznymi promieniowania są:

λ - długość fali [μm, m, A]; 1μm (mikrometr) = 10^-6m; 1A (Angstrem) = 10^-10m

I - natężenie [cal/(cm²∙min), W/m²]

Najmniejsza porcja energii jest niepodzielna i wynosi h∙λ

h - współczynnik o wartości 6,63∙10^-34 J∙s, zwany stałą Plancka

Promieniowanie krótkofalowe Słońca 0,1÷4,0μm ok. 99%:

- promieniowanie nadfioletowe (NF) 0,1 < λ < 0,4 8%

- promieniowanie widzialne (W) 0,4 < λ < 0,76 45%

- promieniowanie podczerwone (PC) λ > 0,76 46%

Ciało absolutnie czarne (czarna dziura) absorbuje całkowicie padające na nią energię promienistą niezależnie od kierunku i długości fali. Współczynnik emisyjności i współczynnik absorpcyjności tego ciała równy jest zero.

Ciało doskonale białe (doskonałe zwierciadło) całkowicie odbija padającą na nie energię promienistą (nic nie pochłania i nic nie przepuszcza).

Gęstość energii promienistej - ilość energii przenoszona przez promieniowanie na jednostkę objętości ośrodka [J/m³]

Natężenie promieniowania - moc promieniowania emitowanego ze źródła punktowego, wewnątrz jednostkowego kąta bryłowego w kierunku przechodzącym przez środek tego kąta. Jednostką jest wat na steradian [W/sr]

Strumień promieniowania - moc promieniowania emitowana (przechodząca lub otrzymywana) przez jednostkę powierzchni w kierunku przestrzeni obejmujących całą półkulę [W/m²]

Emisyjność ciała - gęstość strumienia energii promieniowania emitowanej z powierzchni jednostkowej [W/m²]

Nasłonecznienie - gęstość strumienia energii promieniowania słonecznego padającego na powierzchnię jednostkową [W/m²]

Zdolność absorpcyjna = współczynnik absorpcji - ułamek pochłanianej przez ośrodek ilości energii promieniowania dochodzącego do tego ośrodka.

Współczynnik przezroczystości - ułamek przechodzącej przez ośrodek ilości energii promieniowania, dochodzącego do tego ośrodka.

Albedo - ułamek odbijającej ilości promieniowania słonecznego padającego na daną powierzchnię. Bywa obliczane w procentach.

Współczynniki te zmieniają się od 0 do 1. Zależą one od rodzaju ośrodka, od jego stanu fizycznego, a także od długości fali promieniowania padającego. Dlatego mówimy o selektywnych właściwościach ciał dotyczących absorpcji, przezroczystości, rozpraszania promieniowania.

Prawo Plancka:

λ - długość fali

R_E - gęstość strumienia energii promienistej

h - stała Plancka

k - stała Boltzmana 1,3807∙10^-23J/K

c - prędkość światła w próżni 2,998∙10⁸m/s

T - temperatura

Ostatecznie:

Prawa Wiena:

λ_max - długość fali, przy której następuje maksymalne wypromieniowanie

c = 2,8978 ∙ 10^-3 m∙K = 0,2897 cm∙K

T - temperatura powierzchni promieniującej

Jeżeli przyjmiemy, że:

Stała Wiena = 3000μm, to:

λ_max Słońca =
- krótkofalowe

λ_max Ziemi =
- długofalowe

Prawo Stefana-Boltzmana:

σ = 5,67∙10^-8 W/(m²∙K⁴) stała Stefana-Boltzmana

Ilość energii wypromieniowanej przez jednostkę ciała doskonale czarnego jest wprost proporcjonalna do czwartej potęgi temperatury bezwzględnej.

Prawo Kirchhoffa:

E_λ,t - zdolność emisyjna ciała

A_λ,t - zdolność absorpcyjna ciała

C_λ,T - zdolność emisyjna ciała doskonale czarnego

Jeżeli ciało emituje promieniowanie o dużej długości fali przy danej temperaturze, to absorbuje ono promieniowanie przy tej samej długości fali i tej samej temperaturze.

Stała słoneczna to gęstość strumienia energii promieniowania słonecznego (natężenia promieniowania), docierająca od Słońca do powierzchni prostopadłej (względem promieni Słonecznych), leżącej na górnej granicy atmosfery - podczas średniej odległości Słońca od Ziemi.

Obecnie w obowiązujących jednostkach wielkość ta wynosi 1325÷1396W/m².

Najczęściej podawana jest wartość 1380W/m².

Rodzaje promieniowania:

• bezpośrednie = insolacja - ta część energii promienistej, która przez atmosferę dociera do powierzchni Ziemi bezpośrednio od Słońca pod postacią promieni równoległych. Mamy z nim do czynienia, kiedy jest widoczna tarcza słoneczna. Największa insolacja występuje późną wiosną i wynosi 1,6
  w okolicach zwrotnika i 1,52
  na 40˚ szerokości geograficznej.

• rozproszone - ta część promieniowania, która ulega odchyleniu, załamaniu, ugięciu w niejednorodnym optycznie środowisku, jakim jest atmosfera. Największe jest w okresie zimowym.

• całkowite - suma promieniowania bezpośredniego i rozproszonego.

• pochłonięte - różnica pomiędzy promieniowaniem całkowitym a odbitym. Pochłanianie powoduje zmianę jakościową energii słonecznej. Dzięki temu jej część przekształca się w energię cieplną.

• albedo - stosunek promieniowania odbitego do padającego na daną powierzchnię. Śnieg daje nam najwyższe albedo. Im Słońce jest wyżej, tym albedo wody jest mniejsze. 2 (południe) ÷ 60% (zachód Słońca).

• albedo Ziemi - stosunek promieniowania odbitego w przestrzeń międzyplanetarną do otrzymanego przez Ziemię. Wynosi około 40%.

• promieniowanie powierzchni Ziemi = wypromieniowanie - oddawanie otoczeniu części energii uzyskanej do Słońca po przetworzeniu jej w długofalową energię cieplną.

• promieniowanie zwrotne atmosfery - energia wypromieniowana przez atmosferę w kierunku Ziemi.

• efektywne - różnica między własnym promieniowaniem Ziemi i zwrotnym promieniowaniem atmosfery. Bilans promieniowania Ziemi jest to różnica pomiędzy przychodem i rozchodem ciepła drogą promieniowania.

Usłonecznienie - czas trwania promieniowania słonecznego. Rocznie wynosi około 1000÷1500h, średnio 6h/dobę, z czego na lato przypada do 9h, a na zimę do 2h.

Wpływ na osłabienie promieniowania po przejściu do atmosfery mają:

1. para wodna

2. CO₂

3. O₃

4. N₂O

5. CH₄

6. zachmurzenie

Prawo Beera-Bougera:

p = 0,7÷0,85 - współczynnik przezroczystości atmosfery.

h - kąt nachylenia promieni słonecznych do horyzontu, kąt padanie promieni słonecznych.

h [˚]	90	60	30	10	1	0
m	1,0	1,2	2,0	5,6	27,0	35,4

Wysokość Słońca:

Bilans promieniowania

---