Fagstoff

Den elektromagnetiske strålingen fra sola

Publisert: 11.08.2010, Oppdatert: 03.03.2017
  • Innbygg
  • Enkel visning
  • Lytt til tekst
  • Skriv ut
SolenergitetthetenSolenergitettheten som funksjon av bølgelengde ved jordoverflaten og utenfor jordas atmosfære.
Opphavsmann: Narom

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Det elektromagnetiske spektrumDet elektromagnetiske spektrum
Opphavsmann: Narom

Tidligere var et av de store spørsmålene i fysikken om lys var en form for bølge eller om det vare partikler. I dag vet vi at lyset har egenskaper som fører til at vi ofte kan bruke bølgebeskrivelsen, mens andre ganer må vi se på lyset som partikler. Dette er spesielt viktig når vi skal forklare vekselvirkningen mellom sollyset og atmosfæren.

Et legeme som absorberer all stråling som faller på det, kalles et svart legeme. Strålingen fra et svart legeme bestemmes helt av legemets temperatur. I praktisk talt alle diskusjoner om solas elektromagnetiske stråling brukes en temperatur på 6000 eller 5800 K.

Figuren til viser solenergi både ved jordoverflaten og utenfor jordas atmosfære. De gassene i atmosfæren som absorberer mest sollys, er også oppgitt. Den blå kurven viser solas elektromagnetiske spektrum utenfor atmosfæren, mens den svarte kurven er stråling fra et svart legeme ved en temperatur på 6000 K. Også spekteret ved havoverflaten er tegnet opp. Praktisk talt all stråling med bølgelengde mindre enn 290 nm stoppes av atmosfæren.

Solas elektromagnetiske spektrum strekker seg fra hard røntgenstråling (λ < 0,01 nm) til radiobølger med λ ≥ 1000 km (hydromagnetiske bølger, mikropulsasjoner). Omkring 45 % av energien finnes innenfor det synlige området, 400 – 750 nm, mens bare 10 % finnes innenfor UV- og røntgen-områdene; det vil si λ < 400 nm. Oppdelingen av det elektromagnetiske spektret i frekvens og bølgelengde er vist nederst til høre på siden.

Som figuren øverst viser, observerer vi på jordas overflate bare en liten del av den mangfoldige strålingen som sola sender ut. Atmosfærens vindu strekker seg fra ca. 290 til 1300 nm med maksimum stråling nær 500 nm. Absorpsjonen av sollyset i vår atmosfære er viktig for forståelsen av fysikken i lufthavet omkring oss.

Som det fremgår av figuren øverst, har sola et markert maksimum mellom 400 og 700 nm. De viktigste gassene i vår atmosfære som absorberer sollyset er markert i figuren. Den lavere atmosfære, spesielt ozonlaget, er en viktig buffer for den farlige solstrålingen i røntgen- og UV-området. Absorpsjonen i det infrarøde området skyldes hovedsakelig gassene H2O og CO2. I UV-området er det noen sterke emisjonslinjer fra hydrogen som er av den største betydning for dannelsen av ionosfæren. Disse linjene tilhører Lymanserien som oppstår når et elektron i et eksitert hydrogenatom faller tilbake til grunntilstanden. Ly α oppstår ved hopp fra energinivå n=2 til n=1. Ly β sendes ut ved et hopp fra bane n=3 til n=1.

Selv om energifluksen i bølgelengdeområdet λ < 400 nm bare er 10-3 W/m2 under rolige forhold på sola, er denne strålingen viktigst for ionosfæren. Solarkonstanten, SS angir energien per flateenhet normalt på stråleretningen utenfor jordas atmosfære. I dag måles solarkonstanten nøyaktig ved hjelp av satellitter. Selv om SS kalles en konstant, kan den variere litt (opptil 0,5 %) med aktiviteten på sola. Solarkonstanten er derfor ikke noen absolutt konstant. Den verdi som ofte brukes omkring år 2000 er 1370 W/m. Det er kjernefysiske prosesser (fusjon) i solas indre som produserer denne energien.