Сонячна радіація

Сонячна радіація це основне джерело енергії й теплоти для земної поверхні та атмосфери. Порівняно з нею радіація зірок і Місяця, а також вихід теплоти з надр Землі мізерні.

Сонце являє собою газовий шар діаметром біля 1,4 млн км, що в 109 разів більше діаметра Землі. Середня відстань між Сонцем і Землею біля 150 млн км. На протязі року воно змінюється на 5 млн км. (в січні відстань найменша, в червні – найбільша).

За складом Сонце ділиться на внутрішню частину і на сонячну атмосферу. В надрах Сонця відбуваються ядерні реакції, температура там складає (20-40) 10К. Нижня, найбільш плотна частина – фотосфера основне джерело енергії, що випромінює Сонце. Над фотосферою знаходиться менш плотний шар сонячної атмосфери- хромосфера (окрашена сфера). Ще вище розміщена корона, що простирається до висоти в декілька радіусів Сонця. Гази, складові Сонця, знаходяться в безперервному стримкому русі, в результаті чого в фотосфері весь час виникають і зникають світлові комірки радіусом біля 1000 км.- гранули, факели. В фотосфері спостерігаються також більш темні утворення- сонячні плями. Тут спостерігаються колосальні вибухи – протуберанці. В роки максимуму сонячної активності посилюється випромінювання ультрафіолетової радіації і інтенсивність корпускулярних потоків, випромінюваних Сонцем. В ці ж періоди спостерігаються різкі збурення магнітного поля Землі, порушується радіозв’язок, збільшується повторюваність і яскравість полярних сяйв. Активність Сонця оцінюють числами Вольфа (за кількістю плям), хоча цей показник не в повній мірі відображує процеси, що відбуваються на Сонці в період підвищеної активності. Рахується безсумнівним існування 11-річного циклу сонячної активності, більш спірно існування 22-річного циклу сонячної активності.

Сонячна радіація складається з електромагнітних хвиль, які поширюються зі швидкістю світла /300000 км/с/ та корпускулярної радіації з потоку заряджених протонів і електронів, швидкість яких в 10 разів менша, а енергія в 10 разів більша, ніж енергія теплової радіації. До електромагнітної радіації належать ультрафіолетове, інфрачервоне, рентгенівське випромінювання, гамма-промені, світло, радіохвилі. Радіохвилі мають довжину від міліметрів до кілометрів, рентгенівське і гамма-випромінювання - менше тисячних часток мікрометра, а температурна радіація від 0,002 до 100-120 мікрометрів. Остання становить 99% всієї сонячної енергії. В її складі 47% припадає на інфрачервоні промені (0,76-120 мк), 46% - видиме світло (0.40-0,76 мк), 7% - ультрафіолетові хвилі (0,002-0,4 мк). У метеорології виділяють короткохвильову радіацію (0,І - 4 мкм) і довгохвильову (понад 4 мкм). Сонячна радіація на 99% є короткохвильовою. Довгохвильову радіацію з довжиною хвиль від 4 до 100-120 мкм випромінюють земна поверхня і атмосфера.

Радіацію, яка надходить до земної поверхні безпосередньо від сонячного диска, називають прямою сонячною радіацією. Відстань від Землі до Сонця дуже велика, тому пряму радіацію розглядають у вигляді паралельних променів, які надходять з нескінченності. Інтенсивність прямої сонячної радіації, або інсоляція,- це кількість променистої енергії, що падає на одиницю площі. Вона вимірюється в джоулях (Дж) за системою одиниць СІ або кіловатах (кВт). Зовні системною одиницею інтенсивності радіації, або теплоти, є калорія, яка дорівнює 4,19 Дж (1 ккал на квадр. см дорівнює 41.9 МДж на квадр. метр).

Безпосередньо від Сонця приходить пряма сонячна радіація, її інтенсивність до вступу в атмосферу, тобто на верхній межі атмосфери. називають сонячною константою. Вона залежить тільки від відстані від Сонця і за рекомендацією Міжнародної комісії з радіації має стандартне значення 1,37 кВт на квадратний метр. Зміни сонячної сталої протягом багатьох років не встановлено. За 1,5 доби Сонце дає Землі стільки енергії скільки всі електростанції світу за рік. І це між іншим тільки 0,000000002 частина випромінювання Сонця. Інсоляція залежить від зміни відстані до Сонця протягом року, від кута падіння сонячних променів. А взагалі, чим більший кут падіння сонячних променів на земну поверхню, тим менший шлях сонячні промені проходять в атмосфері, тим більша кількість енергії припадає на одиницю площі. Встановлено, що інтенсивність сонячної радіації прямо пропорціональна куту падіння променів. Це можна записати так:

S´ = S ∙ sin h, (1.1)

де S´ - інтенсивність сонячної радіації на перпендикулярну до променів поверхню, Вт/м²; S - інтенсивність сонячної радіації на горизонтальну поверхню, Вт/м²; h - це кут падіння променів

Проходячи крізь атмосферу, частина сонячної радіації розсіюється атмосферними газами, частина поглинається, решта досягає земної поверхні. частково відбивається, а в більшості поглинається і нагріває її. Частина розсіяної радіації виходить в міжпланетний простір, а частина йде до земної поверхні, частково відбивається, а частково поглинається нею, тому інтенсивність прямої сонячної радіації біля земної поверхні зменшується. Вона залежить від тривалості освітлення і кута падіння сонячних променів, обумовленого висотою Сонця над горизонтом, а також прозорості атмосфери. Сильно ослаблює сонячну радіацію хмарність (в середньому на 20%). У чистій атмосфері при високому положенні Сонця інтенсивність прямої радіації дорівнює 1,6 кал на квадратний см за хвилину, а на висоті 4—5 км у горах до 1,7 кал на квадратний см за хвилину.

Атмосферні гази (азот. кисень, озон. вуглекислий газ, водяна, пара) і аерозолі поглинають в цілому 15 - 20% сонячної радіації. Близько 25% радіації перетворюється в розсіяну, її розсіюють постійні гази ідеальної атмосфери. Вона відрізняється від прямої тим, що йде від усього небосхилу і складається з більш короткохвильових променів (синіх і фіолетових). З розсіяною радіацією пов'язані такі явища, як блакитний колір неба, денне освітлення (вся атмосфера стає джерелом освітлення); сутінки після заходу і перед сходом Сонця; білі ночі влітку, коли Сонце не опускається нижче 18° за горизонт; кольорові світанки і вечірня зоря. Ослаблення радіації за рахунок поглинання і розсіювання атмосферою залежить від коефіцієнта прозорості. Середня прозорість атмосфери 0.7 - 0,8. а якби атмосфера складалася тільки з газів, - 0,9. Коефіцієнт прозорості залежить від мутності атмосфери, від погоди, від географічної широти, висоти Сонця. Bін показує, яка частина радіації досягає земної поверхні і дорівнює відношенню прямої радіації на земній поверхні до сонячної радіації, яка потрапляє на верхню межу атмосфери.

Пряма і розсіяна радіація мають добовий хід в зав'язку із зміною висоти Сонця. Інтенсивність їх зростає від сходу Сонця до полудня, а потім падає від полудня до заходу Сонця. Відхилення в добовому ході можуть бути пов'язані зі зміною прозорості атмосфери і хмарності протягом дня.

Відповідно до висоти Сонця пряма сонячна радіація змінюється протягом року. Її мінімальна інтенсивність припадає в помірних широтах на грудень, коли висота Сонця найменша, а максимальна на весняні місяці, оскільки влітку зростає запилення, кількість водяної пари та продуктів конденсації. Інтенсивність прямої радіації дуже мало зростає від полюсів до екватора (від 1,3 до 1,5 - 1,6 кал на квадр. см за хвилину), бо в цьому самому напрямку підвищується запилення і вміст вологи в повітрі.

З висотою пряма сонячна радіація посилюється, бо зменшується маса атмосфери, крізь яку вона проходить. На кожні 100 м висоти інтенсивність радіації збільшується на 0,02 кал на квадр. см за хвилину.

Розсіяна радіація зростає при збільшенні запилення і хмарності. Відбивання радіації сніговим покривом також збільшує її розсіювання атмосферними газами. Найбільших значень розсіяна радіація досягає в Арктиці і Антарктиді, де Сонце стоїть дуже низько, і шлях прямої радіації до земної поверхні довгий, більша частина її відбивається сніговим покривом назад в атмосферу і ще більше розсіюється.

Всю сонячну радіацію, яка надходить до земної поверхні у вигляді прямої і розсіяної, називають сумарною. Потоком сумарної радіації Q називається сума потоків прямої (S^´) і розсіяної (D) сонячної радіації, які поступають на горизонтальну поверхню. Отже

Q=S´+D (1.2)

Результати вимірювання сумарної радіації показують, що її інтенсивність залежить від широти місцезнаходження, пори року, часу, хмарності, прозорості атмосфери тощо.

При безхмарному небі сумарна радіація має правильний добовий хід з максимумом біля полудня і річний хід з максимумом влітку. Хмарність в середньому зменшує сумарну радіацію.

Спостереження за сонячною радіацією називають актинометричними. Для вимірювання прямої сонячної радіації використовують піргеліометри і актинометри, а розсіяної - піранометри. Тривалість сонячного сяяння в годинах вимірюють за допомогою геліографа.