6.3. Спектральний склад сонячної радіації. Поглинання та розсіювання сонячного випромінювання в атмосфері в залежності від висоти сонця.

Сонячна радіація складається з електромагнітних хвиль різної довжини. Довжину хвилі λ раніше визначали в міліметрах, мікронах (10^-3мм), мілімікронах (10^-6 мм), ангстремах (0,1 ммк, або 10^-7 мм) В СІ замість мікрона використовуються мікрометр (мкм), а замість мілімікрона – нанометр (нм).

Розподіл променевої енергії за довжиною хвиль називається спектроном. Сонячний спектр поділяється на три частини: ультрафіолетову ( λ< 0,40), видиму (0,40 мкм ≤ λ < 0,76мкм) и інфрачервону (λ > 0,76мкм).

У верхній межі атмосфери на видиму частину спектру приходиться 46% всієї сонячної радіації, що надходить: на інфрачервону – 47% , на ультрафіолетову – 7%. Видима частина спектру створює освітлюваність. При проходженні через призму сонячне світло розкладається на кольорові промені, що розташовані за довжиною хвилі, що зменшується у наступному порядку: червоні, оранжеві, жовті, зелені, блакитні, сині, фіолетові. Сумісна дія всіх цих променів на око людини сприймається як білий колір. Інфрачервоні промені невидимі. Вони дають тепловий ефект.

При проходженні через атмосферу сонячна радіація послаблюється внаслідок поглинання і розсіювання атмосферними газами та аерозолями. При цьому змінюється також і її спектральний склад.

До поверхні Землі не доходить ультрафіолетова радіація з довжиною хвилі менше 0,29 мкм. Вона повністю поглинається озоном у високих шарах атмосфери. У видимій частині спектру сильно послаблюється (в основному за рахунок розсіювання) найбільш короткохвильовий відрізок (сині та фіолетові промені) і в меншій мірі довгохвильовий (оранжеві (багряні) і червоні промені).

Інфрачервона частина спектру також має ряд ділянок зниженої енергії пов’язана з поглинанням її водяним паром та вуглекислим газом.

При різній висоті сонця, шлях, що проходять сонячні проміння через атмосферу неоднаковий. Чим менша висота Сонця, тим більший шлях у атмосфері проходить сонячний промінь, додаючи відповідно і більшу її масу. Чим більшу масу повітря проходять сонячні промені, тим сильніше їх поглинання і розсіювання і тим більше змінюється їх спектральний склад.

Розсіюванням сонячної радіації пояснюється і явище сутінок. Після заходу Сонця верхні шари атмосфери, ще освітлюванні сонячними променями, розсіюють їх, і частина розсіяної сонячної радіації доходить до темної поверхні, обумовлюючи сутінкову освітленість. Подовженість сутінок залежить від географічної широти місцевості і від пори року. На півдні подовженість сутінок 30...35 хвилин. Із зростанням широти вона зростає і північніше 60 градусів північної широти сутінки в середині літа тримаються всю ніч («білі ночі»).

Розсіювання радіації аерозолями (пилом, краплями хмар і опадів, кристалами льоду і т.і.), розміри яких більше довжини світової хвилі, мало залежить від цієї довжини. Частинам, радіус яких більше мм (краплі туману і хмар) однаково розсіюють усі ділянки сонячного спектру. Тому туман і хмари мають білий колір.

Чим довше шлях сонячних променів у атмосфері, тобто чим менша висота Сонця, тим більше розсіюється коротких хвиль (фіолетових, синіх, блакитних) і тим більше стає доля довгих хвиль (червоних, багряних), що прийшли. Тому Сонце у небосхилі здається червонуватим.

Чим більше часточок і водяного пару, що розсіюють і поглинають радіацію, зустрічаються на шляху проміння, тим менш прозора атмосфера. Прозорість атмосфери характеризують коефіцієнтом прозорості f , який показує, яка частина сонячної радіацїї, що прийшло до верхньої межі атмосфери, доходить у вигляді прямої радіації до земної поверхні при положенні Сонця у зеніті. В реальних умовах коефіцієнт прозорості коливається в межах 0.60 ... 0.85.

При однаковій прозорості атмосфери коефіцієнт прозорості f неоднаковий для хвиль річної довжини. Так при довжині хвилі 0.30 мкм f = 0.36 , при довжині хвилі 0.7 мкм f = 0.97.

Тому із збільшенням маси атмосфери, відносне послаблення проміневої енергії у синьо-фіолетовій області значно слабше ніж у червоній.