Спектральний склад сонячної радіації

Сонце випромінює світлові промені різної довжини хвилі. Розподіл променистої енергії в сонячному світлі по довжинах хвиль називається спектром сонячної радіації.

Як показали спостереження, сонячний спектр є спектром поглинання. Сонце дає безперервний спектр, який перетинається безліччю темних, так званих фраунгоферових і телуричних ліній.

Походження цих темних ліній наступне. Сонячна радіація, що випускається фотосферою, проходить через хромосферу, яка поглинає промені певних довжин хвиль. У спектрі Сонця утворюються фраунгоферові лінії. Але сонячні промені проходять ще й через земну атмосферу, складові частини якої також поглинають окремі промені, внаслідок чого в сонячному спектрі з'являються також темні лінії та смуги, що називаються земними або телуричними лініями.

По місцю розташування ліній і смуг поглинання можна судити про склад сонячної та земної атмосфери, а по їхній ширині й інтенсивності – про концентрації поглинаючих речовин.

Спектр сонячної радіації на границі земної атмосфери практично знаходиться між довжинами хвиль 0,17 й 4,0 μ. Близько 50 % енергії припадає на видиму частину спектра (λ від 0,40 до 0,76 μ), 7 % припадає на ультрафіолетову частину спектра (λ<0,40 μ) і 43 % на інфрачервону частину (λ >0,76 μ).

Максимум енергії в сонячному спектрі на границі атмосфери припадає на довжину хвилі λ _т =0,475 μ (жовто-зелена ділянка спектра). Проходячи крізь земну атмосферу, сонячна радіація змінюється по інтенсивності та по спектральному складу внаслідок її поглинання та розсіювання атмосферними газами, зваженими в повітрі рідкими та твердими частками.

На рис. 4.1 представлені криві розподілу енергії в нормальному сонячному спектрі біля земної поверхні (b і c) і на границі атмосфери (а). Криві b і с показують розподіл енергії в спектрі сонячної радіації, який спостерігається на земній поверхні, а крива а – результати екстраполяції виміряних значень на верхню границю атмосфери. Ця крива приблизно характеризує розподіл енергії в спектрі Сонця на границі атмосфери.

Рис. 4.1 Розподіл енергії в сонячному спектрі.

а – на верхній границі атмосфери, в – біля поверхні Землі при висоті Сонця 35˚, с – теж саме при висоті Сонця 15˚.

Розглядаючи криві на рис. 4.1, ми бачимо, що найбільшою енергією володіють видимі промені, що відповідають порівняно малим довжинам хвиль. Тому сонячну радіацію у видимій частині спектра характеризують як короткохвильову.

Ультрафіолетова частина спектра різко обривається при λ=0,29 μ за рахунок поглинання радіації з меншою довжиною хвилі озоном. У цій області немає ні ліній, ні смуг поглинання. У видимій частині спектра є лінії поглинання кисню й озону. В інфрачервоній області спектра є ряд смуг поглинання водяної пари.

Порівняння кривих a, b і с показує, наскільки істотним є вплив атмосфери на розподіл енергії в спектрі сонячної радіації.

Дата добавления: 2014-01-04