53968 SNC03575

Mówi ono, że długość fali, dla której emisja promieniowania jest największa, odwrotnie proporcjonalna do jego temperatury w skali bezwzględnej.

Mimo iż ciała występujące w przyrodzie nie są doskonale czarne, jednak w waru> kuch zbliżonych do równowagi radiacyjnej rozkład widmowy ich promieniowania ję* proporcjonalny do rozkładu widmowego promieniowania ciała doskonale czarnego _D tej samej temperaturze, a współczynnikiem proporcjonalności jest ich zdolność absorn. cyjna.

3.2. Promieniowanie słoneczne

Źródłem energii dla procesów zachodzących na Ziemi i w atmosferze ziemskiej jest promieniowanie słoneczne. Pochodzi ono głównie z zewnętrznej warstwy Słońca o tent-peraturze około 6000 K. Rysunek 3.4 przedstawia rozkład widmowy promieniowania ciała doskonale czarnego w takiej temperaturze, uzyskany z prawa Plancka, i rzeczywi-sty rozkład widmowy promieniowania Słońca. Ponad 99% całej energii promieniowania słonecznego przypada na fale o długości poniżej 4 pin: Około 7% promieniowania mieści się w zakresie fal ultrafioletowych (do 0,4 pm), 46% przypada na światło widzialne (0,4-0,7 pm), a pozostałe 47% na promieniowanie podczerwone.

Rys. 3.4. Widmo promieniowania ciała doskonale czarnego o temperaturze 6000 K równej temperaturze

zewnętrznych warstw Słońca

Rys. 3.5. Porównanie widm promieniowania dal doskonale czarnych o temperaturze 6000 K i 300 K. Skala natężenia promieniowania jest różna dla obu dał

Temperatura Ziemi i troposfery jest znacznie niższa od temperatury Siońca, zawiera się w granicach od 180 do 350 K. Ciała doskonale czarne o takiej temperaturze emitują promieniowanie w podczerwonym zakresie widma i ponad 99% energii emitowanej jest przez fale dłuższe od 4 pm. Wartość 4 pm stanowi zatem granicę między promieniowaniem słonecznym, które przypada na fale krótsze, a promieniowaniem ziemskim, o falach dłuższych. Dzięki temu możemy mówić o krótkofalowym promieniowaniu słonecznym i długofalowym ziemskim (rys. 3.5).

Promieniowanie słoneczne jest emitowane równomiernie we wszystkich kierunkach przestrzeni kosmicznej. Ponieważ odległość Ziemi od Słońca jest ogromna, wiązkę promieniowania docierającą bezpośrednio do Ziemi można uznać za równoległą. Ilość energii docierającej w jednostce czasu do jednostkowej powierzchni prostopadłej do kierunku padania promieni słonecznych nazywamy natężeniem bezpośredniego promieniowania słonecznego. Gdy Słońce jest w zenicie, promienie słoneczne padają na Ziemię pod kątem prostym i wówczas na płaskiej powierzchni Ziemi natężenie bezpośredniego promieniowania słonecznego jest największe. Gdy wysokość Słońca nad horyzontem jest mniejsza od 90°, powierzchnia pozioma otrzyma względnie (rys. 3.6) mniejszą dawkę promieniowania

r

I

h

Rys. 3.6. Wiązka promieniowania o natężeniu / pada na powierzchnię pod kątem h równym wysokości Słońca. Natężenie promieniowania T na powierzchni poziomej jest mniejsze, ponieważ jest ona większa od powierzchni prostopadłej do kierunku padania promieni słonecznych

AB

= = sm AC

czyli

I' = I-sinh

Natężenie promieniowania słonecznego dochodzącego do górnej granicy atmosfery nazywa się stałą słoneczną i wynosi średnio 1353 W/m². W rzeczywistości stała słoneczna nie jest idealnie stała. Ziemia krąży wokół Słońca po orbicie eliptycznej i je odległość od Siońca ulega zmianom od ok. 147 min km w punkcie przysłonecznyn orbity (aphelium) do ok. 152 min km w punkcie odsłonecznym (perihełium). Z teg powodu wartość stałej słonecznej waha się w granicach 3,5% w biegu rocznym. Pomiar satelitarne stałej słonecznej prowadzone od 1978 r. pokazują, że zmienia się ona ni znacznie wraz z cyklem plam. Największa jest w okresie maksimum plam słonecznyc