3. PROMIENIOWANIE SŁONECZNE
Słońce dostarcza energii Ziemi i jej atmosferze w postaci promieniowania elektromagnetycznego. Ponieważ temperatura Słońca jest bardzo wysoka, dlatego przeważa promieniowanie głównie w paśmie widzialnym i ultrafioletowym oraz bliskiej podczerwieni. 99% energii promieniowania mieści się w zakresie długości fali 0,15 - 4,0 µm. Na promieniowanie ultrafioletowe uV (λ < 0,4 µm) przypada 9% energii, na widzialną część widma VIS (0,40 < λ < 0,76 µm) przypada 45% energii, na pasmo podczerwone IR (λ > 0,76 µm) - 46% energii, czyli najwięcej.
Ilość energii jaka dociera do ziemi zależy od szerokości geograficznej i deklinacji Słońca (czyli jego wysokości nad horyzontem). Najwięcej energii dociera do górnej granicy atmosfery. Ilość energii jaką otrzymuje tam jednostka powierzchni prostopadłej w jednostce czasu nazywa się stałą słoneczną (I0). Jej wartość pomiarowa wynosi 1373±20 W/m2 i obrazuje natężenie promieniowania na górnej granicy atmosfery. Powierzchnia pozioma otrzymuje mniej energii: Ip = I * sin h (bo sin h jest ułamkiem), gdzie Ip- powierzchnia pozioma, I - powierzchnia prostopadła, h - kąt padania promieni słonecznych. Ip = I, gdy h = 90º (wysokość Słońca wynosi 90°, promienie padają prostopadle, sin 90°=1, czyli max).
3.1. RODZAJE PROMIENIOWANIA
Promieniowanie przechodząc przez atmosferę ulega znacznemu osłabieniu, czyli ekstynkcji, którą opisuje prawo (wzór) Bouguera w postaci: I = I0 * pm, gdzie p - współczynnik przeźroczystości ośrodka (atmosfery), m - masa optyczna, zależna od grubości warstwy. Osłabienie jest spowodowane pochłanianiem i rozpraszaniem promieniowania przez cząsteczki gazów i różne zawiesiny znajdujące się w powietrzu. Możemy mówić nie tylko o promieniowaniu długo- czy krótkofalowym, ale też o pochłoniętym i rozproszonym.
Pochłanianie (15%) polega na zmianie energii promieniowania na inny rodzaj energii (w atmosferze głównie na energię cieplną). Różne składniki i domieszki pochłaniają słabiej lub silniej w różnych zakresach widma. Azot - prawie wcale, tlen - promieniowanie widzialne w bardzo wąskim zakresie i promieniowanie UV (ozon), nie przepuszcza wcale fal krótszych od 0,29 µm.
Pochłanianie promieniowania słonecznego ma ogromne znaczenie dla wymiany ciepła między Ziemią a atmosferą. Obecność „pochłaniaczy” takich jak np. para wodna, niezbędna w tworzeniu się chmur powoduje słabsze ogrzanie powierzchni Ziemi w ciągu dnia i słabsze wypromieniowanie ciepła (a zatem słabsze wychłodzenie) w okresie nocnym. Ubytek ozonu pozwala przedostawać się promieniowaniu krótkofalowemu, działającemu niekorzystnie na organizmy żywe. Dwutlenek węgla pochłaniając w długim zakresie widma odgrywa wiodącą rolę w wywoływaniu efektu cieplarnianego.
Dwutlenek węgla przepuszcza promieniowanie krótkofalowe, natomiast silnie pochłania w zakresie podczerwieni, ale najwięcej promieniowania długofalowego pochłania para wodna i produkty jej kondensacji. Pochłanianiu ulega około 15% promieniowania docierającego do górnej granicy atmosfery.
Rozpraszanie (25%) polega na zmianie kierunku biegu promieni w niejednorodnym optycznie środowisku. Prawo Rayleigha wskazuje (iλ = a / λ4 * Iλ, gdzie i - natężenie pro-mieniowania rozproszonego, I - natężenie promieniowania bezpośredniego (I * sin h), a - współczynnik ekstynkcji), że rozpraszanie jest odwrotnie proporcjonalne do 4-tej potęgi długości fal promieni rozpraszanych, lecz przy większych cząstkach ten wykładnik może wynosić nawet 2 i wtedy rozpraszanie jest silniejsze. Gdy jest mało pary wodnej to najsilniej rozpraszane jest promieniowanie o długości fali zbliżonej do barwy niebieskiej i fioletowej.
Gdy wzrasta wilgotność i zapylenie powietrza, wówczas silniej rozpraszane jest promieniowanie o falach dłuższych - stąd szarawa barwa nieba, zjawiska związane ze świtem (zorza poranna) i zmierzchem (barwa i kształt Słońca - zabarwienie czerwone świadczy o dłuższej drodze promieni) oraz zjawiska optyczne (tęcza, halo, gloria, czy miraże) i białe noce. Natężenie promieniowania rozproszonego zmniejsza się ze wzrostem wysokości, bo atmosfera staje się coraz bardziej przeźroczysta. Rozpraszaniu ulega około 25% promieniowania docierającego do górnej granicy atmosfery, z tego 2/3 dochodzi do powierzchni Ziemi.
Rozpraszanie, czyli odbicie, załamanie, dyfrakcja, interferencja (czasem to wszystko równocześnie) promieniowania ma zasadnicze znaczenie dla tego wszystkiego, co widzimy. Niekiedy w ciągu dnia występują chmury na tyle grube, że nie można określić położenia Słońca, jednak mimo to nie jest ciemno jak w nocy, bo istnieje ten rodzaj promieniowania.
Pierwsze prawa rozchodzenia się i odbicia światła sformułował Euklides (III w pne). Twierdził, że światło rozchodzi się po liniach prostych i odbija jak piłeczka od ściany (przedmiotów), przy czym kąt odbicia jest równy kątowi padania (niektórzy uważają, że odwrotnie) względem normalnej, czyli prostopadłej do odbijającej powierzchni. Wszyscy znamy doświadczenia z lustrem, z lustrem i grzebieniem, dwoma lustrami ustawionymi pod różnym kątem i dowolnym przedmiotem itd.
Za pierwszego badacza zjawiska załamania światła uważa się Klaudiusza Ptolemeusza (II w pne) ze świątyni Serapisa w Aleksandrii. Umieścił monetę na dnie naczynia z wodą i badał pod jakim kątem jest widoczna, wyznaczając kąt padania i kąt załamania (zakrzywienia). Prawo załamania światła sformułował Holender Snell, profesor uniwersytetu w Lejdzie. Mówiło ono, że dla każdej pary przeźroczystych ośrodków współczynnik załamania jest stały. Opisuje go stosunek n = sin(i) / sin (r), gdzie i jest kątem padania, zaś r jest kątem załamania. Snell słusznie rozumował, że światło przechodząc z rzadszego do gęstszego ośrodka traci prędkość i skręca w kierunku prostopadłej do granicy między tymi ośrodkami. To samo prawo zostało w nieco inny sposób wyprowadzone przez Kartezjusza w 1637r.
Zmienna gęstość ośrodków, a więc i współczynnika załamania światła, spowodowana silną pionową stratyfikacją termiczną, jest przyczyną powstawania miraży, zmiany temperatury i wilgotności są odpowiedzialne za scyntylację gwiazd. Załamanie w atmosferze sprawia, że czasami ciała niebieskie zdają się być większe lub znajdować wyżej nad horyzontem niż w rzeczywistości. Kąt ugięcia jest większy bliżej horyzontu. Średnica kątowa Słońca i Księżyca wynosi ok. 0,5°. Niższy skraj dysku znajduje się pozornie o 33,8` wyżej niż w rzeczywistości, zaś górny skraj przesuwa się tylko o 28,2`. W rezultacie dysk ma kształt eliptyczny z pionową osią krótsza od poziomej o 3,6`. Zatem wielkość spłaszczenia wynosi około 20%.
W 1665r. jezuita i profesor matematyki na uniwersytecie w Bolonii Francesco Grimaldi zbadał i opisał zjawiska dyfrakcji (gr. diffracto - uginać) na podstawie prążków i pierścieni oraz interferencji, czyli rezultatu nakładania się dwóch promieni światła padających na ten sam punkt w przestrzeni. Kiedy szczyt jednej fali nakryje szczyt innej fali, a dolina inną dolinę, mamy do czynienia z interferencją „konstruktywną” i prążki dyfrakcyjne są wzmocnione. Interferencja „destruktywna”, przy której grzbiet fali napotyka dolinę (i odwrotnie), powoduje zanik prążków.
To oraz wiele innych badań opisuje, potwierdza i rozbudowuje falową teorię światła. Oprócz niej istnieje druga (również słuszna i naukowo dowiedziona) teoria korpuskularna (cząsteczkowa), niekiedy wygodniejsza przy tłumaczeniu niektórych zjawisk optycznych. Dlatego można mówić o dualistycznej naturze światła - falowej i cząsteczkowej.
3.2. ALBEDO
Łączną sumę promieniowania bezpośredniego (wiązka równoległa) i rozproszonego określa się jako promieniowanie całkowite. Promieniowanie to nie jest w pełni pochłaniane przez powierzchnię Ziemi, gdyż część ulega obiciu. Stosunek promieniowania odbitego do padającego na daną powierzchnię nosi nazwę albedo (łac. albedo - białość) i jest określany ułamkiem właściwym lub w procentach i oznaczany jako A. Jego wartość zależy od rodzaju powierzchni, charakteru jej pokrycia, szczególnie barwy i wilgotności. Według obliczeń średnie albedo Ziemi wynosi ok. 40% promieniowania dochodzącego do górnej granicy atmosfery.
Tab.2. Średnie wielkości albedo dla różnych powierzchni [3].
Środowisko |
Albedo |
Grunt jasny i suchy |
30-40 |
Grunt ciemny i wilgotny |
10-15 |
Trawa zielona |
ok. 20 |
Las |
10-20 |
Śnieg świeży |
80-90 |
Śnieg zleżały |
30-50 |
Chmury - górna powierzchnia |
50-75 |
Woda - przy wysokim położeniu Słońca (40-90°) |
ok. 5 |
Woda - przy niskim położeniu Słońca (poniżej 5° |
40-70 |
Łatwo zauważyć, że im jaśniejsza powierzchnia, gładsza czy też błyszcząca, tym większe jest jej albedo (choć to nie lusterko, ale dużo odbija), dla powierzchni ciemnych albedo jest niskie.
3.3. BILANS RADIACYJNY
Wprowadzenie wskaźnika albedo pozwala opisać wielkość promieniowania odbitego jako I * sin h + i * A i pochłoniętego jako (I * sin h + i) * (1 - A), gdzie Ip oznacza powierzchnię poziomą, zaś I - powierzchnię prostopadłą.
Promieniowanie bezpośrednie Promieniowanie rozproszone
Ip = I *sin h i = a / λ4 * I
↓ ↓
Promieniowanie całkowite
↓ ↓
Promieniowanie pochłonięte Promieniowanie odbite
(I * sin h + i)* (1 - A) (I * sin h +i) * A
Rys. 2 - Rodzaje promieniowania słonecznego (bilans radiacyjny)
Część promieniowania całkowitego, która nie zostaje odbita zostaje pochłonięta przez powierzchnię Ziemi, a wytworzona energia jest zużywana na jej ogrzewanie, w związku z czym Ziemia staje się również źródłem promieniowania, lecz już o wiele słabszego, bowiem jej średnia temperatura wynosi zaledwie 15ºC. Ten rodzaj promieniowania nazywa się promieniowaniem zwrotnym Ziemi (Ez). Para wodna i dwutlenek węgla absorbują dużą część tego promieniowania, ale pozostaje pasmo 9-11µm, dla którego powietrze jest praktycznie przeźroczyste - jest to tzw. okno atmosferyczne.
Atmosfera pochłaniając promieniowanie ziemskie sama również staje się źródłem promieniowania wysyłanego we wszystkich kierunkach, czyli promieniowania zwrotnego atmosfery (Ea). Różnica między Ez i Ea wysyłanym ku Ziemi nosi nazwę promieniowania efektywnego (Eef), określającego rzeczywistą utratę ciepła przez powierzchnię ziemi. Nabiera ono istotnego znaczenia w nocy, gdy brak promieniowania słonecznego.
Na podstawie powyższych rozważań można określić bilans radiacyjny Ziemi jako różnicę między promieniowaniem pochłoniętym a promieniowaniem efektywnym [3], czyli R = (I * sin h +i) * (1 - A) - Eef. Ziemia znajduje się w stanie równowagi i charakteryzuje się stałą temperaturą. To znaczy, że traci tyle energii ile otrzymuje od Słońca (średnia wynosi 338 W/m2, czyli około 4 razy mniej niż wynosi stała słoneczna). Oczywiście rozkład promieniowania słonecznego docierającego do Ziemi, jak i rozkład strat nie są równomierne. Pewna część energii jest przenoszona do z niższych do wyższych szerokości geograficznych w wyniku ruchów określanych jako cyrkulacja globalna. Jednak emisja stanowi tylko około 80% otrzymanej energii. Ten nadmiar jest przenoszony z podłoża do atmosfery z obiegiem wody i przez ruchy turbulencyjne.
Takie gazy jak para wodna, dwutlenek węgla czy metan są przepuszczalne dla promieniowania słonecznego, lecz zatrzymują promieniowanie podczerwone emitowane przez Ziemię, działając w sposób podobny do szyby w cieplarni. Często jest to proces bardzo korzystny, np. gdy wzrost wilgotności zapobiega powstawaniu przymrozków. Znacznie lepiej zabezpiecza przed przymrozkami obecność chmur, ponieważ są one w zakresie fal długich „doskonale czarne”. Jednak w skali globalnej nadmiar chmur powoduje duże odbicie promieni słonecznych i mniejszy dopływ energii.
Stężenie innych gazów cieplarnianych: ozonu, tlenku azotu, freonu i in. ostatnio wzrosło skutkiem działalności człowieka, co powoduje zmiany w bilansie radiacyjnym i według niektórych scenariuszy możemy spodziewać się przyrostu średniej globalnej temperatury, topnienia lodowców i w związku z tym podniesienia poziomu mórz, czyli tych wszystkich konsekwencji, o których mówi się w temacie ocieplenia klimatu.
Charakterystyki Słońca: skład: 70%H, 28%He, średnica 1,391tys.km (109x większa od Ziemi), masa 2x1027t (330x większa od Ziemi), gęstość materii 1,4g/cm3 (4x mniejsza od Ziemi), temperatura powierzchni ok. 6000K (20x większa od Ziemi - średnia 288K).
Dane w niektórych źródłach nieco się różnią, np. Sorbjan podaje 9, 44 i 49%.
W starszej literaturze podawano wzór: I0=1,98 cal/cm2 * min. Wielkość zależy od metod pomiarowych i aktywności (również odległości: 147-152 mln km) Słońca.