Слънчево излъчване: Разлика между версии
Изтрито е съдържание Добавено е съдържание
м замяна с n-тире; козметични промени |
→Спектрален състав на слънчевата светлина: прехвърлен раздел от Електромагнитна спектроскопия |
||
Ред 77:
=== Спектрален състав на слънчевата светлина ===
Слънцето и звездите излъчват по-голямата част от своята светлина във [[видима светлина|видимата част на електромагнитния спектър]]. Сигурно не е случайно, че човешкото око е чувствително именно към дължините на вълните, които Слънцето излъчва най-силно. Видимата светлина (и светлината от близката инфрачервена област на спектъра) обикновено се абсорбира и излъчва от електроните в молекулите и атомите, които се движат от едно енергийно ниво към друго. Светлината, която виждаме с очите си, обаче е много малка част от електромагнитния спектър на слънчевата светлина.
[[Файл:Solar irradiance spectrum 1992.gif|мини|Спектър на слънчевата радиация.]]
<!-- следва прехвърлен раздел от Електромагнитна спектроскопия -->
При взаимодействието си с електромагнитно излъчване [[материя (физика)|материята]] едновременно го поглъща, отразява и разсейва в различна степен и в различни части на спектъра. Човек възприема [[цвят (оптика)|цвета]] на даден излъчващ обект в зависимост от неговата т.нар. [[цветна температура|цветната температура]], която се определя според [[Закон на Планк|закона на Планк]]. За целите на практиката светлината на всяка [[лампа с нажежаема жичка|електрическа крушка]] се характеризира с „корелирана“ (съотнесена с излъчването на [[абсолютно черно тяло]]) цветна температура, измервана в [[келвин]]и. Например, 2800 К е цветната температура на стайното осветление, а 6000 К е на ярък слънчев ден.
Колкото е по-висока температурата на излъчващото тяло, толкова по-къса е средната видима дължина на вълната. Слънцето, което има температура на повърхността от около 6000 K, излъчва най-силно във [[видима светлина|видимата]] част от спектъра. От слънчевия спектър липсват определени дължини на вълните, което е резултат на поглъщане от страна на химичните елементи, съставящи хромосферата на Слънцето. От точните стойности на тези липсващи от спектъра части или „абсорбционни [[спектрална линия|спектрални линии]]“, може да се определи кои елементи се съдържат в Слънцето (качествен спектрален анализ). Фактът, че тези елементи са абсорбирали излъчването означава, че хромосферата е по-студена от [[фотосфера]]та.
Стандартните абсорбционни спектри обаче не могат да дадат количествена информация за наличието на всички елементи. Това е така, защото [[водород]]ът и [[хелий|хелият]] (главните съставки на слънцето) се нуждаят от много повече енергия, за да се възбудят достатъчно и да абсорбират също толкова светлина, колкото другите елементи с по-голям атомен номер (например [[калций|калцият]]). Така, въпреки че хелият и водородът са в много по-голямо количество, много малък процент от тях се възбужда достатъчно за да се регистрират в спектъра. За да се получи по-добро разбиране за наличието на тези елементи, е необходимо изучаването на емисионните спектри на елементите само от хромосферата. Това е възможно да стане когато голямата част от Слънцето е напълно закрито по време на [[слънчево затъмнение]]. По това време емисионният спектър на хромосферата съдържа преобладаващо водород, който е и главната съставна част на Слънцето.
=== Абсорбция от атмосферата ===
Веществата в [[атмосфера|земната атмосфера]] поглъщат част от слънчевата светлина, която минава през нея. Това е измервано на морското равнище и на различни височини. Прави се оценка на приликата на спектъра над атмосферата и поглъщането в атмосферата. Конкретните измервания над атмосферата изискват измервания от космически апарати. Това е показано на следните диаграми.
== Вижте също ==
| |||