Promieniowanie słoneczne

Bolograf Langleya z 1903 z błędnie podaną stałą słoneczną 2,54 kalorii/minutę/centymetr kwadratowy.
Promieniowanie słoneczne w parku narodowym „Święte Góry” w obwodzie donieckim na Ukrainie

Promieniowanie słoneczne – strumień fal elektromagnetycznych i cząstek elementarnych (promieniowanie korpuskularne) docierający ze Słońca do Ziemi.

Zmienność

Natężenie promieniowania słonecznego docierającego do górnych granic atmosfery dla średniej odległości Ziemia-Słońce wynosi 1366,1 W/m² i nazywane jest stałą słoneczną. Natężenie promieniowania słonecznego zmienia się w cyklu rocznym ze względu na zmiany odległości pomiędzy Ziemią a Słońcem w zakresie ±3,4%. Chwilowa wartość natężenia promieniowania słonecznego docierającego do górnych granic atmosfery może być wyznaczona ze wzoru

gdzie:

stała słoneczna,
– kolejny dzień roku (np. – pierwszy stycznia).

Wpływ aktywności Słońca na natężenie promieniowania słonecznego docierającego do Ziemi jest znacząco mniejszy i średnio w cyklu 11 letnim sięga około 0,1%.

Rozkład spektralny

Rozkład spektralny promieniowania słonecznego

Rozkład spektralny promieniowania słonecznego jest zbliżony do promieniowania ciała doskonale czarnego o temperaturze około 5800 K opisywany rozkładem Plancka. Maksimum energii zgodnie z prawem Wiena przypada na długości fali około 0,5 μm. Około połowy energii promieniowania słonecznego przypada na zakres widzialny, zaś pozostała na bliską podczerwień, w mniejszym stopniu na promieniowanie ultrafioletowe.

W spektrum promieniowania słonecznego wyróżnia się następujące zakresy:

  • ultrafiolet
    • ultrafiolet C z zakresem fal od 100 do 280 nm,
    • ultrafiolet B z zakresem fal od 280 do 315 nm,
    • ultrafiolet A z zakresem fal od 315 do 400 nm,
  • światło widzialne z zakresem fal od 400 do 700 nm[1][2],
  • podczerwień
    • bliska podczerwień z zakresem fal od 700 do 1400 nm,
    • środkowa podczerwień z zakresem fal od 1400 do 4000 nm.

Promieniowanie słoneczne, przechodząc przez atmosferę, ulega osłabieniu wskutek procesów absorpcji i rozpraszania. Wyznaczenie natężenia promieniowania słonecznego lub radiancji docierającej do powierzchni ziemi wymaga rozwiązania równania transferu promieniowania w atmosferze. Wyniki takich symulacji oraz obserwacji wskazują, że około 30% promieniowania słonecznego dochodzącego do naszej planety jest odbijane przez atmosferę, 20% jest przez nią pochłaniane, a tylko 50% energii dociera do powierzchni Ziemi. Wartości te odnoszą się do całego globu i lokalnie mogą znacząco się różnić.

Położenie Słońca na sferze niebieskiej

Natężenie promieniowania słonecznego dochodzącego do powierzchni Ziemi zależy od położenia Słońca na sferze niebieskiej oraz własności optycznych atmosfery. Położenie Słońca opisywane przez współrzędne układu sferycznego: kąt azymutalny, oraz kąt zenitalny. Zamiast kąta zenitalnego (kąt padania) stosuje się również kąt elewacyjny liczony od płaszczyzny horyzontu. W przypadku powierzchni horyzontalnych natężenie promieniowania słonecznego zależy jedynie od kąta zenitalnego. Kąt ten w wybranym punkcie powierzchni Ziemi zależy od czasu słonecznego, szerokości geograficznej. Przy dokładnym określaniu kąta padania promieniowania słonecznego na powierzchnię Ziemi uwzględnić trzeba eliptyczność orbity oraz kształt geoidy, jak również refrakcję atmosferyczną (zakrzywienie promieniowania słonecznego w atmosferze). Położenie Słońca na sferze niebieskiej wyznacza się na ogół na podstawie modeli. W szczególnych przypadkach położenie Słońca może być określone analitycznie.

W momencie górowania dziennego, w wybranych dniach roku kąt elewacyjny określają wzory:

półkula północna:

  • 22 czerwca, gdy słońce jest w zenicie nad zwrotnikiem Raka:
  • 22 grudnia, czyli wtedy, kiedy słońce jest w zenicie nad zwrotnikiem Koziorożca:

półkula południowa:

  • 22 czerwca, gdy słońce jest w zenicie nad zwrotnikiem Raka:
  • 22 grudnia, wtedy, kiedy słońce jest w zenicie nad zwrotnikiem Koziorożca:

gdzie:

szerokość geograficzna,
– kąt elewacyjny promieni słonecznych na szerokości geograficznej

Zobacz też

Przypisy

  1. Matematyka, fizyka i astronomia. Tablice WSiP. Warszawa: WSiP, 2004, s. 178. ISBN 978-83-02-08892-6.
  2. Optyka. W: Zbigniew Raszewski, Jerzy Zieliński, Tomasz Kostrzyński: Skrypt do ćwiczeń rachunkowych z fizyki ogólnej. Warszawa: WAT, 2000, s. 99.

Linki zewnętrzne

Media użyte na tej stronie

Ніжний ранковий світло.jpg
Autor: Balkhovitin, Licencja: CC BY-SA 3.0
Poranek w parku narodowym „Święte Góry” (ukr. Святі Гори) w obwodzie donieckim na Ukrainie.
Solar SpectrumPL.png
Autor: Robert A. Rohde, User:Stok, Licencja: CC-BY-SA-3.0
Rozkład widmowy promieniowania słonecznego.
Solar radiation Langley 1903.png
"The first adequate determination of the character as well as amount of en:solar radiation was made by S. P. Langley in 1893 at Mount Whitney in California (14,000 ft.), with the bolometer, an exceedingly sensitive instrument which he invented, and which enabled him to feel his way thermally over the whole spectrum, noting all the chief Fraunhofer lines and bands, which were shown by sharp serrations, or more prolonged depressions of the curve which gave the emissions, and discovering the lines and bands of the invisible ultra-red portion. The bolograph thus obtained mus be cleared of the absorption of the earth's atmosphere, and that of the transmitting apparatus - a spectroscope and siderostat. The first in itself requires an elaborate study. The first essential is an elevated observatory; the next is a long series of bolographs taken at different times of the year and of the day, to examine the effect of interposing different thicknesses of air and its variation in transparency (chiefly due to water vapour). It is found that atmospheric absorption is generally greater in summer than in winter, a difference of 20% being found between March and August; morning hours show a rapid and often irregular increase of transparency, culminating shortly after noon, after which the diminution is slow and comparatively regular.

"The resulting allowances and conclusions are shown in fig. 12, taken from an article by Langley in the Astrophysical Journal (1903), xvii, 2. The integrated emission of energy is given by the area of the outer smoothed curve (4), and the conclusion from this one bolograph is that the "solar constant" is 2.54 calories. The meaning of this statement is that, arguing away the earth's atmosphere, which wastes about one-half what is received, a square cenimetre, exposed perpendicularly to the sun's rays, would receive sufficient energy per minute to raise 2.54 grams of water 1° C. Langley's general determination of the constant was greater than this - 3.0 to 3.5 calories; more recently C. G. Abbot at Mount Wilson, with instruments and methods in which Langley's experience is embodies, has reduced it greatly, having proved that one of Langley's corrections was erroneously applied. The results vary between 1.89 and 2.22, and the variation appears to be solar, not terrestrial. Taking the value at 2.1 the earth is therefore receiving energy at the rate of 1.47 kilowatts per square metre, or 1.70 horse-power per square yard."

(The above incorporates text from a publication now in the public domain: Chisholm, Hugh, ed (1911). "Sun". Encyclopædia Britannica (Eleventh ed.). Cambridge University Press.)