47111 SNC03576

najmniejsza w minimum. Zmiany są jednak nieznaczne i w baaanym okresie »■ przekroczyły 0.08%. W skali czasowej tysięcy lat orbita Ziemi zmienia nieco swój ksztj! z prawic kołowej do bardziej eliptycznej (zob. rozdz. 15), co powoduje nicwiej? zmiany stałej słonecznej wynikające ze zmian odległości Ziemi od Słońca. Astrofizyk twierdzą, że około 3,5 mld lat temu Słońce emitowało znacznie mniej energii i słoneczna była około 30% niższa od obecnej.

W atmosferze ziemskiej promieniowanie słoneczne podlega różnym przemiano^ rozpraszaniu, absorpcji i odbiciu.

Rozpraszanie polega na zmianie kierunku promieniowania na mikroskopijnym, cząsteczkach aerozoli lub gazów atmosferycznych. Promieniowanie rozproszone jej, izotropowe, tzn. jednakowe we wszystkich kierunkach, i dociera do Ziemi ze wszystkich stron. To właśnie dzięki temu zjawisku widzimy ciała różne od Słońca i gwiazd. Zjawiy ko rozpraszania jako pierwszy opisał angielski fizyk, Lord Rayleigh (1842-1919) i dlate-go nazywamy je rozpraszaniem Rayleigha. Efektywność rozpraszania wyrażona prze* ułamek promieniowania ulegający rozproszeniu zależy od wielkości cząstek, na których zachodzi to zjawisko. Dla najdrobniejszych aerozoli, o rozmiarach znacznie mniejszych od długości fali promieniowania padającego, stopień rozproszenia jest funkcją długości fali. Natężenie promieniowania rozproszonego opisuje wzór Rayleigha

gdzie: ii - natężenie promieniowania rozproszonego o długości X, — natężenie pro-rmcojowama bezpośredniego o długości M- stały współczynnik rozpraszania. Z prawa wynika, że w widzialnej części widma słonecznego najsilniej są rozpraszane fale krotne - fiolet i błękit Długość odpowiadającej im fali elektromagnetycznej jest prawie dwukrotnie mniejsza niż barwy czerwonej. Z tego powodu widmo światła rozproszonego ma maksimum przesunięte ku barwie niebieskiej. Właśnie dlatego niebo jest błękitne W promieniowania bezpośrednim większy udział mają barwy odpowiadające najdłuższym falom w świetle widzialnym, czyli czerwieni, i taką barwę przybiera Słońce o zachodzie, gdy promieniowanie słoneczne ma do przebycia najdłuższą drogę i ulega najsilniejszemu rozproszeniu Najbardziej czerwone zachody są obserwowane wówczas, gdy pow iefrze zawiera dużo pyłów - na pustyni i w pobliżu miast. Po deszczu, który wymywa znaczną ilość za meczy szczeń z atmosfery, barwa Słońca o zachodzie nic będzie jat tak intensywna.

Na większych cząstkach aerozoli, o rozmiarach zbliżonych do długości fali światła widzialnego. zachodzi rozpraszanie Mte (nazwa pochodzi od nazwiska Gustawa Mie, który pierwszy opisał to zjawisko). Na dużych cząstkach wszystkie barwy są jednakowo rozpraszane. co daje barwę białą. Taką barwę mają oświetlone przez Słońce chmury. Rozpraszanie Mie obserwować można także na malutkich kropelkach wody chmurowej podczas padania mżawki. Biaława barwa nieba, obserwowana czasem przy braku chmur, stanowi dla obserwatora informację, że w atmosferze znajduje się dużo pyłów o znacznych rozmiarach (porównywanych lub większych od długości fal światła widzialnego).

Absorpcja, zwana też pochłanianiem, polega na przechwyceniu kwantu promieniowania przez cząsteczkę, dzięki czemu zyskuje ona dodatkową energię wewnętrzną, atmosferze cząsteczki gazów i aerozoli oraz kropelki wody mogą pochłaniać docierające do nich promieniowanie słoneczne. Absorpcja promieniowania jest selektywna Cząsteczki gazów mogą pochłaniać kwanty o ściśle określonej energii, ponieważ elck trony krążące wokół atomów mogą znajdować się tylko na ściśle określonych powło kach, a przejście z jednej powłoki na inną wiąże się ze zmianą energii zawsze o tę sami wartość. Dopiero gdy kwant energii jest wystarczająco duży, by rozbić cząsteczkę na dwie lub więcej części (proces ten nazywany jest dysocjacją), ilość pochłanianej energii może być dowolnie duża. Jej nadmiar zostanie zużyty na zmianę prędkości cząstek powstałych w wyniku rozpadu.

Absorpcja kwantu promieniowania prowadzi do wzrostu energii cząsteczek w atmosferze, a dzięki temu rośnie temperatura atmosfery. Atmosfera, juk każdy obiekt o temperaturze wyższej od 0 K, również emituje promieniowanie. Ilość wyemitowanej energii zależy od temperatury panującej w atmosferze, zgodnie z prawem Stcfana-Bolt-zmanna. Dwa podstawowe składniki atmosfery, azot i tlen, mają swe pasma absorpcyjne w ultrafiolecie. Ozon, trójatomowa odmiana tlenu, pochłania całkowicie promieniowanie słoneczne o długości poniżej 0,320 pni. Para wodna i dwutlenek węgla absorbują intensywnie promieniowanie w podczerwonej części widma, przyczyniając się po powstania efektu szklarniowego (rys. 3.7, tab. 3.1). Promieniowanie o długości światła widzialnego przenika do powierzchni Ziemi prawic bez przeszkód. Wśród fal podczerwonych stosunkowo słabo pochłaniane są te o długościach od 8,0 do 12,5 pm z zakresu maksymalnego promieniowania słonecznego. Przedział ten zwany jest oknem przezroczystości atmosfery.

Tab. 3.1. Pasma pochłaniania promieniowania słonecznego i długofalowego w atmosferze (wg Kędziory, 1995)

Substancja	Pasma pochłaniania
Tlen (Oj)	0,01-0,2 pm
Ozon (Oj)	A2-łU|ia,9^|ia
Para wodna (HjO)	OJfl (im, 0,93 pm, 1,13 jun.
	1,37-2^6(10, -6.26jun,9-34po
Dwutlenek węgła (COj)	23-3/Jjim. 4,2-4,4 pm. 123-16.5 pm j