الفلك

لماذا تنحرف الشمس عن طيف الجسم الأسود النموذجي في النطاق S؟

لماذا تنحرف الشمس عن طيف الجسم الأسود النموذجي في النطاق S؟

هذا نوع من المتابعة لهذا السؤال ، وإجابتي عليه.

يوضح الرسم البياني الذي أراه هنا تفاصيل انبعاث الراديو (والترددات الأخرى) من الشمس. ما هو أكثر لفتًا للانتباه وإثارة للاهتمام بالنسبة لي هو الانحراف عن طيف الجسم الأسود النموذجي للجسم عند حوالي 6000 كلفن ، تبدو الشمس أكثر إشراقًا في النطاق S (وفي بعض الأطوال الموجية الأكبر) من الجسم الأسود النموذجي.

سؤالي هو: لماذا يحدث هذا؟ هل هناك ظاهرة أساسية فيزيائية / فيزيائية فلكية نعرف أنها تسبب ذلك؟ أم أن هذا شيء يخضع للبحث الآن؟


هناك طرق أخرى للحصول على الانبعاثات غير الإشعاع الحراري المباشر فقط. يحدث معظمها من خلال تفاعلات البلازما في الهالة الشمسية والغلاف الجوي أكثر من الكروموسفير. تُسمى ورقة المراجعة هذه bremsstrahlung و gyroresonance و cyclotronmaser وإشعاع البلازما كمصادر ، لكل منها درجة حرارة سطوع خاصة بها أعلى من 6000 كلفن (انظر أيضًا شرائح المحاضرة هذه لمزيد من التفاصيل في الرياضيات العميقة للمصادر).

ملخصي الخاص هو أن هناك الكثير من الطاقة في المجال المغناطيسي والبلازما ، ويمكن إطلاقها من خلال أنماط الموجات المختلفة التي تنتج إشارات الراديو. علاوة على ذلك ، تدور الجسيمات المشحونة بسرعة حول خطوط المجال أو تصطدم ، مما ينتج عنه انبعاثات كهرومغناطيسية من أنواع مختلفة. لا تعتبر أي من هذه المصادر من مصادر الجسم الأسود ، لكنها تضيف إلى طيف الجسم الأسود لإنتاج المنحنى المرصود.


كيف ترسل الشمس إشعاع كهرومغناطيسي عبر الطيف؟ هل & # x27t يتطلب كل تردد عملية مختلفة؟

لا ، كل شيء بدرجة حرارة يصدر إشعاعات الجسم الأسود مع توزيع مميز لأطوال موجات بلانك:

بالنسبة للأشياء الموجودة على الأرض ، مثلك أو أنا أو جدار أو أي شيء آخر ، والتي تبلغ حوالي 300 كلفن ، فإن ذروة هذا الانبعاث تكون في الأشعة تحت الحمراء ، ولهذا السبب لا نرى توهجًا بالعيون البشرية (يمكن رؤيته جيدًا باستخدام الأشعة تحت الحمراء على الرغم من ذلك ، هذا & # x27s ما هو & quot؛ رؤية المفترس & quot أو التصوير الحراري). لشيء مثل الشمس ، التي يبلغ سطحها 6000 كلفن ، تكون ذروة الإشعاع الحراري في المرئي (إنها & # x27s تقريبًا مثل أعيننا تطورت للاستفادة من ذلك!). هذا هو ضوء الشمس ، الجسم الأسود / الإشعاع الحراري.

أحصل على أن كل شيء بدرجة حرارة (لذا .. كل شيء) يعطي طيفًا واسعًا من الأطوال الموجية. ولكن ، نظرًا لأن المجال الكهرومغناطيسي محدد كميًا فلن & # x27t ، فهذا يعني أنه إذا قمت بالتكبير بدرجة كافية على توزيع الجسم الأسود ، فستكون هناك خطوط عمودية صغيرة متباعدة بشكل متساوٍ بسبب ثابت Planck & # x27s؟

نظرًا لأن المحور x على الرسم البياني الذي قدمته هو بوحدات طول (موجة) ، فإن المسافات ستكون بالعرض ∆ (لامدا) = hc / E = طول بلانك ، صحيح؟

لا ، كل شيء له درجة حرارة يصدر إشعاعات الجسم الأسود مع توزيع مميز لأطوال موجات بلانك

ليس كل جسم هو جسم أسود مثالي. يمكن أن يكون التوزيع مختلفًا ، وعادة ما يكون مختلفًا. النجوم تقريبية جيدة جدًا للأجسام السوداء.

لذا فإن درجة الحرارة المنخفضة لها ذروتها في الأشعة تحت الحمراء ودرجة الحرارة الأعلى والأعلى في النهاية تصل إلى اللون الأزرق. لماذا ا؟ لماذا الذروة في تلك الفرقة. في الحدس أتخيل أنه كلما ارتفعت درجة الحرارة وأعلى ، فإن التردد سيرتفع أكثر فأكثر. أتفهم أنه يمكنك & # x27t الحصول على طول موجي يساوي 0 ، ولكن لماذا في هذا النطاق الصغير؟

ألا تبعث الشمس أحمالاً من الترددات المنخفضة الأخرى؟ كيف يتم خلق هؤلاء؟

عمليات مثل التحولات الذرية التي تحدث بين الحالات المقيدة منفصلة ، ولكن ليست كل العمليات الكمومية بهذه الطريقة. إشعاع السنكروترون ، Bremstrahlung (الانبعاث الحر) ، وانبعاث كومبتون هي عمليات تحدث بين جسيمين حرين أو بين جسيم حر وفوتون. بالنسبة للجسيمات الحرة ، تكون الطاقة مستمرة وليست منفصلة حتى على المستوى الكمي ، لذلك يتم إنتاج طيف الجسم الأسود المستمر بسهولة. لاحظ أنه بسبب حرارة الشمس ، يتأين الهيدروجين في الغالب. لذلك ، هناك عدد قليل من الجسيمات المقيدة الموجودة على الإطلاق ، وتهيمن عمليات الانبعاث المستمرة على الشمس.

نعم - المثال الأرضي هو المعدن ، الذي يحتوي على إلكترونات حرة (غير محددة) يمكنها امتصاص الضوء على مدى تردد مستمر واسع.

إذا كانت المعالجة المستمرة تهيمن على الشمس ، فكيف نحلل العناصر داخل النجوم بالنظر إلى الخطوط الطيفية؟

أعتقد أن كل هذه الإجابات جيدة ، لكنها أكثر تعقيدًا مما يجب أن تكون عليه. أنت محق في أن هناك ترددات منفصلة مسؤولة عن الكثير من الإشعاع. ولكن ليس كل الإشعاع ينتج عن تغير حالة الإلكترون من مدار إلى آخر ، على النحو الذي ينتج عنه نطاقات محددة مع وجود فجوات بينها. في المادة المتبلورة ، مثلك & # x27d تجده على سطح نجم & # x27s ، هناك شحنات متحررة في كل مكان ، تتسارع في كل اتجاه ، وبكل كمية ممكنة ، نتيجة للحركة الحركية الحرارية والاصطدامات. في كل مرة يتم فيها تسريع أحدهما ، يمكن إصدار طول موجي مختلف. لذلك من الممكن تحديد ترددات معينة في إشعاع النجوم ، ولكن أيضًا طيف مستمر.


الطول الموجي لأقصى ناتج إشعاع الشمس

الشمس ، أقرب نجم للأرض ، هي مصدر كمية هائلة من الطاقة في نظامنا الشمسي ، وتبعث قدرًا كبيرًا من الإشعاع إلى محيطها. سواء كان هذا الناتج في شكل يمكن التعرف عليه بالعين المجردة أم لا ، فإن الشمس تعطي مجموعة متنوعة من الموجات المختلفة ، بما في ذلك أي شيء من موجات الراديو إلى أشعة جاما ، متفاوتة بشكل كبير في الطاقة والطول الموجي لكل انبعاث. ترجع الأطوال الموجية المختلفة للإشعاع المنبعث من الشمس إلى حد كبير إلى درجة حرارة الأجزاء المختلفة من الشمس التي تنبعث منها كل منطقة مدى أطوالها الموجية ، اعتمادًا على درجة حرارتها. وفقًا لقانون Wien ، الذي أنشأه Wilhem Franz Wien في عام 1893 ، فإن الطول الموجي الذروة للطيف المستمر المنبعث من جسم أسود مضروبًا في درجة حرارته (بالكلفن) يساوي ثابتًا (& # 0955قمة T = 2.898x10 & # 87223 م & middotK. توضح الصيغة أيضًا أن ذروة الطول الموجي تتناسب عكسياً مع درجة الحرارة. إن إعادة ترتيب قانون فيينا يكشف ذلك

λقمة = (2.898 & # 0215 10 & # 87223 m & middotK) / (T in kelvin) لمبرد الجسم الأسود

يبلغ الحد الأقصى لطول الموجة الناتج من سطح الشمس (الناشئ من الغلاف الضوئي) حوالي 500 نانومتر (تختلف من القياسات الدقيقة من 483 إلى 520 نانومتر ، اعتمادًا على درجة الحرارة المستخدمة لتمثيل سطح الشمس ، والتي لم يتم تحديدها بوضوح) ، في حين أن الطول الموجي الناتج من المناطق الداخلية قصير مثل (أو حتى أقصر من) 2.9 & # 0215 10 & # 872210 م (0.29 نانومتر ، والذي يقع في جزء أشعة جاما من الطيف الكهرومغناطيسي). تختلف مخرجات الطول الموجي الأقصى على طول هذا النطاق الواسع لأن ذروة الطول الموجي تعتمد بشكل مباشر على درجة حرارة الجسم الأسود ، حيث تؤدي درجات الحرارة المرتفعة إلى أطوال موجية أقصر.


مراجع متنوعة

يشير إشعاع الجسم الأسود إلى طيف الضوء المنبعث من أي جسم ساخن ، ومن الأمثلة الشائعة عنصر التسخين في محمصة الخبز وخيوط المصباح الكهربائي. تبلغ الكثافة الطيفية لإشعاع الجسم الأسود ذروتها بتردد يزيد مع ...

... يشار إلى الطيف باسم إشعاع الجسم الأسود ، والذي يعتمد على معامل واحد فقط ، درجة حرارته. يبتكر العلماء ويدرسون مثل هذه الأشياء المثالية لأن خصائصها يمكن أن تُعرف بالضبط. يمكن بعد ذلك استخدام هذه المعلومات لتحديد وفهم سبب وجود أشياء حقيقية ، مثل قطعة من الحديد أو الزجاج ، ...

... الطيف مطابق لتوزيع الإشعاع المتوقع من جسم أسود ، سطح يمكنه امتصاص كل الإشعاع الساقط عليه. يُعرف هذا الإشعاع ، الذي تبلغ درجة حرارته حاليًا 2.73 كلفن (K) ، على أنه من بقايا الانفجار العظيم الذي يمثل ولادة الكون ...

عمل

... أن صيغة ماكس بلانك لإشعاع الجسم الأسود تتضمن بالضرورة افتراضًا أساسيًا للطاقة المتقطعة - وجود مستويات طاقة كمومية منفصلة - والتي أثبتت الفيزياء الكلاسيكية أنها غير قادرة على تفسيرها. في عام 1911 ، أشار إهرنفست أيضًا إلى أن الكميات الخفيفة لألبرت أينشتاين تختلف عن الجسيمات الكلاسيكية في كونها غير قابلة للتمييز إحصائيًا ، وقد بنى صراحة ...

... المنبعثة من الجسم الأسود الفعال تمامًا (سطح يمتص كل الطاقة المشعة التي تسقط عليه).

… الطول الموجي أو توزيع التردد لإشعاع الجسم الأسود في تسعينيات القرن التاسع عشر. كانت فكرته استخدام فرن به ثقب صغير كتقريب جيد للجسم الأسود المثالي. أي إشعاع يدخل إلى الفتحة الصغيرة يتناثر وينعكس من الجدران الداخلية للفرن في كثير من الأحيان ...


أنواع الأطياف

في هذه التجارب ، إذن ، كان هناك ثلاثة أنواع مختلفة من الأطياف. أ طيف مستمر (تتشكل عندما يطلق غاز صلب أو كثيف جدًا إشعاعًا) عبارة عن مجموعة من جميع الأطوال الموجية أو ألوان قوس قزح. يمكن أن يعمل الطيف المستمر كخلفية يمكن من خلالها لذرات الغاز الأقل كثافة امتصاص الضوء. خط مظلم ، أو طيف الامتصاص، يتكون من سلسلة أو نمط من الخطوط الداكنة - الألوان المفقودة - متراكبة على الطيف المستمر للمصدر. خط مشرق ، أو طيف الانبعاث، يظهر كنمط أو سلسلة من الخطوط الساطعة ويتكون من ضوء لا يوجد فيه سوى أطوال موجية منفصلة معينة. يوضح الشكل 3 طيف الامتصاص ، بينما يوضح الشكل 4 طيف الانبعاث لعدد من العناصر المشتركة مع مثال على الطيف المستمر.)

عندما يكون لدينا غاز رقيق ساخن ، فإن كل عنصر أو مركب كيميائي معين ينتج نمطه المميز من الخطوط الطيفية - بصمته الطيفية. لا يوجد نوعان من الذرات أو الجزيئات تعطي نفس الأنماط. بعبارة أخرى ، يمكن لكل غاز أن يمتص أو يصدر أطوال موجية معينة فقط من الضوء الخاص بهذا الغاز. في المقابل ، تحدث أطياف الامتصاص عند تمرير الضوء الأبيض عبر غاز بارد رقيق. تحدد درجة الحرارة والظروف الأخرى ما إذا كانت الخطوط ساطعة أو مظلمة (سواء تم امتصاص الضوء أو انبعاثه) ، لكن الأطوال الموجية لخطوط أي عنصر هي نفسها في كلتا الحالتين. إنه النمط الدقيق للأطوال الموجية الذي يجعل توقيع كل عنصر فريدًا. يمكن أن تولد السوائل والمواد الصلبة أيضًا خطوطًا أو نطاقات طيفية ، لكنها أوسع وأقل تحديدًا - وبالتالي يصعب تفسيرها. ومع ذلك ، يمكن أن يكون التحليل الطيفي مفيدًا جدًا. يمكن ، على سبيل المثال ، تطبيقه على الضوء المنعكس عن سطح كويكب قريب وكذلك على الضوء من مجرة ​​بعيدة.

تقدم الخطوط المظلمة في الطيف الشمسي دليلاً على وجود عناصر كيميائية معينة بيننا وبين الشمس تمتص هذه الأطوال الموجية من ضوء الشمس. نظرًا لأن الفضاء بيننا وبين الشمس فارغ جدًا ، أدرك علماء الفلك أن الذرات التي تقوم بالامتصاص يجب أن تكون في جو رقيق من الغازات الباردة حول الشمس. هذا الغلاف الجوي الخارجي لا يختلف كثيرًا عن باقي الشمس ، إنه فقط أرق وأبرد. وبالتالي ، يمكننا استخدام ما نتعلمه عن تكوينها كمؤشر لما تتكون منه الشمس بأكملها. وبالمثل ، يمكننا استخدام وجود خطوط الامتصاص والانبعاث لتحليل تكوين النجوم الأخرى وسحب الغاز في الفضاء.

مثل هذا التحليل للأطياف هو مفتاح علم الفلك الحديث. بهذه الطريقة فقط يمكننا & # 8220sample & # 8221 النجوم البعيدة جدًا عن زيارتنا. يشفر الإشعاع الكهرومغناطيسي من الأجرام السماوية معلومات واضحة عن التركيب الكيميائي لهذه الأجسام. فقط من خلال فهم ما تتكون منه النجوم ، يمكن لعلماء الفلك البدء في تكوين نظريات حول ما جعلها تتألق وكيف تطورت.

في عام 1860 ، أصبح الفيزيائي الألماني جوستاف كيرشوف أول شخص يستخدم التحليل الطيفي لتحديد عنصر في الشمس عندما وجد البصمة الطيفية لغاز الصوديوم. في السنوات التي تلت ذلك ، وجد علماء الفلك العديد من العناصر الكيميائية الأخرى في الشمس والنجوم. في الواقع ، تم العثور على عنصر الهيليوم أولاً في الشمس من طيفه ولم يتم تحديده إلا لاحقًا على الأرض. (كلمة & # 8220 هيليوم & # 8221 تأتي من هيليوس، الاسم اليوناني للشمس.)

لماذا توجد خطوط محددة لكل عنصر؟ لم يتم العثور على إجابة لهذا السؤال حتى القرن العشرين ، حيث تطلب الأمر تطوير نموذج للذرة. لذلك ننتقل بعد ذلك إلى فحص دقيق للذرات التي تتكون منها كل المادة.

قوس قزح

أقواس قزح هي مثال ممتاز لتشتت ضوء الشمس. لديك فرصة جيدة لرؤية قوس قزح في أي وقت تكون فيه بين الشمس ودش مطري ، كما هو موضح في الشكل 5. تعمل قطرات المطر مثل المنشورات الصغيرة وتكسر الضوء الأبيض في طيف الألوان. لنفترض أن شعاعًا من ضوء الشمس يصادف قطرة مطر ويمر فيها. يغير الضوء اتجاهه - ينكسر - عندما يمر من الهواء إلى الماء ، ينكسر الضوء الأزرق والبنفسجي أكثر من الضوء الأحمر. ثم ينعكس بعض الضوء على الجانب الخلفي من القطرة ويظهر من جديد من الأمام ، حيث ينكسر مرة أخرى. نتيجة لذلك ، ينتشر الضوء الأبيض في قوس قزح من الألوان.

الشكل 5. انكسار قوس قزح: (أ) يوضح هذا الرسم البياني كيف يمكن أن ينكسر ضوء الشمس الواقع خلف المراقب بواسطة قطرات المطر لإنتاج (ب) قوس قزح. (ج) الانكسار يفصل الضوء الأبيض إلى ألوانه المكونة.

لاحظ أن الضوء البنفسجي يقع فوق الضوء الأحمر بعد أن يخرج من قطرة المطر. لكن عندما تنظر إلى قوس قزح ، يكون الضوء الأحمر أعلى في السماء. لماذا ا؟ انظر مرة أخرى إلى الشكل 5. إذا نظر المراقب إلى قطرة مطر عالية في السماء ، يمر الضوء البنفسجي فوق رأسها ويدخل الضوء الأحمر إلى عينها. وبالمثل ، إذا نظر المراقب إلى قطرة مطر منخفضة في السماء ، فإن الضوء البنفسجي يصل إلى عينه ويظهر القطرة بنفسجية ، بينما الضوء الأحمر من نفس القطرة يضرب الأرض ولا يُرى. تنكسر الألوان ذات الأطوال الموجية المتوسطة إلى العين بواسطة قطرات متوسطة الارتفاع بين القطرات التي تظهر بنفسجية وتلك التي تظهر حمراء. وبالتالي ، فإن قوس قزح واحد يحتوي دائمًا على اللون الأحمر من الخارج والبنفسجي من الداخل.

المفاهيم الأساسية والملخص

مقياس الطيف هو جهاز يشكل طيفًا ، وغالبًا ما يستخدم ظاهرة التشتت. يمكن أن يتكون الضوء من مصدر فلكي من طيف مستمر ، أو طيف انبعاث (خط ساطع) ، أو طيف امتصاص (خط مظلم). نظرًا لأن كل عنصر يترك بصمته الطيفية في نمط الخطوط التي نلاحظها ، فإن التحليلات الطيفية تكشف عن تكوين الشمس والنجوم.


سلسلة أخرى

تبدأ النتائج التي قدمها Balmer و Rydberg للطيف في المنطقة المرئية للإشعاع الكهرومغناطيسي بـ (n_2 = 3 ) و (n_1 ^ 2 = 2 ). هل هناك سلسلة مختلفة بالصيغة التالية (على سبيل المثال ، (n_1 = 1 )؟

ستكون قيم (n_2 ) و wavenumber ( widetilde < nu> ) لهذه السلسلة هي:

الجدول ( فهرس الصفحة <3> ): سلسلة ليمان من خطوط انبعاث الهيدروجين ( (n_1 = 1 ))
(n_2 ) 2 3 4 5 .
( لامدا ) (نانومتر) 121 102 97 94 .
(widetilde < nu> ) (سم -1) 82,2291 97,530 102,864 105,332 .

توجد هذه الخطوط في منطقة الأشعة فوق البنفسجية ، وهي غير مرئية ، ولكن يتم اكتشافها بواسطة الأجهزة التي تشكل هذه الخطوط أ سلسلة ليمان. يشير وجود سلسلة Lyman وسلسلة Balmer إلى وجود المزيد من المسلسلات. على سبيل المثال ، السلسلة مع (n_2 ^ 2 = 3 ) و (n_1 ^ 2 ) = 4 ، 5 ، 6 ، 7 ،. يسمى سلسلة باشن.

يتم تجميع الخطوط الطيفية في سلسلة وفقًا لقيم (n_1 ). يتم تسمية الخطوط بالتسلسل بدءًا من أطول طول موجي / أدنى تردد في السلسلة ، باستخدام الأحرف اليونانية في كل سلسلة. على سبيل المثال ، يُطلق على السطر ( (n_1 = 1 / n_2 = 2 )) اسم & quotLyman-alpha & quot (Ly- & alpha) ، بينما يُطلق على السطر ( (n_1 = 3 / n_2 = 7 )) & quotPaschen-delta & quot (باسكال & دلتا). السلاسل الست الأولى لها أسماء محددة:

  • سلسلة ليمان مع (n_1 = 1 )
  • سلسلة Balmer مع (n_1 = 2 )
  • سلسلة Paschen (أو سلسلة Bohr) مع (n_1 = 3 )
  • سلسلة Brackett مع (n_1 = 4 )
  • سلسلة Pfund مع (n_1 = 5 )
  • سلسلة همفريز مع (n_1 = 6 )

السلسلة الطيفية للهيدروجين على أساس معادلة ريدبيرج (على مقياس لوغاريتمي).

مثال ( PageIndex <2> ): سلسلة ليمان

تتوافق ما يسمى بسلسلة خطوط لايمان في طيف انبعاث الهيدروجين مع التحولات من حالات الإثارة المختلفة إلى ن = 1 مدار. احسب الطول الموجي لأقل خط طاقة في سلسلة ليمان لأقرب ثلاثة أرقام معنوية. في أي منطقة من الطيف الكهرومغناطيسي يحدث؟

معطى: المدار الأقل طاقة في سلسلة لايمان

يطلب: الطول الموجي لخط ليمان الأقل طاقة والمنطقة المقابلة من الطيف

  1. استبدل القيم المناسبة في المعادلة 1.5.1 (معادلة Rydberg) وحل من أجل ( lambda ).
  2. حدد موقع منطقة الطيف الكهرومغناطيسي المقابلة لطول الموجة المحسوب.

يمكننا استخدام معادلة Rydberg لحساب الطول الموجي:

أ بالنسبة لسلسلة ليمان ، (n_1 = 1 ).

غالبًا ما يتحدث علماء الطيف عن الطاقة والتردد على أنهما مكافئان. تعتبر الوحدة سم -1 ملائمة بشكل خاص. نطاق الأشعة تحت الحمراء هو 200-5000 سم -1 تقريبًا ، والمرئي من 11000 إلى 25.000 سم -1 والأشعة فوق البنفسجية بين 25000 و 100000 سم -1. تسمى وحدات cm -1 الأعداد الموجية ، على الرغم من أن الناس غالبًا ما يلفظونها على أنها سنتيمترات معكوسة. يمكننا تحويل الإجابة في الجزء أ إلى سم -1.

[ lambda = 1.215 مرات 10 ^ <& minus7> m = 122 nm ]

يسمى خط الانبعاث هذا ليمان ألفا. إنه أقوى خط انبعاث ذري من الشمس ويدفع كيمياء الغلاف الجوي العلوي لجميع الكواكب التي تنتج الأيونات عن طريق تجريد الإلكترونات من الذرات والجزيئات. يتم امتصاصه بالكامل بواسطة الأكسجين الموجود في الجزء العلوي من الستراتوسفير ، مما يؤدي إلى فصل O2 جزيئات ذرات O التي تتفاعل مع O الأخرى2 جزيئات لتشكيل أوزون الستراتوسفير

ب هذا الطول الموجي يقع في منطقة الأشعة فوق البنفسجية من الطيف.

التمرين ( PageIndex <2> ): سلسلة Pfund

تتوافق سلسلة خطوط Pfund في طيف انبعاث الهيدروجين مع التحولات من الحالات المثارة الأعلى إلى (n_1 = 5 ) المدار. احسب الطول الموجي لـ ثانيا خط في سلسلة Pfund إلى ثلاثة أرقام مهمة. في أي منطقة من الطيف تقع؟

إجابه: 4.65 & مرات 10 3 نانومتر الأشعة تحت الحمراء

تقدم المناقشة أعلاه فقط وصفًا ظاهريًا لخطوط انبعاث الهيدروجين وتفشل في توفير مسبار لطبيعة الذرة نفسها. من الواضح أن نموذج الاستمرارية القائم على الميكانيكا الكلاسيكية غير قابل للتطبيق.


ما مقدار الطيف الكهرومغناطيسي الذي تبعثه الشمس؟

من الأشعة السينية عالية الطاقة إلى موجات الراديو طويلة الموجة ، ما هو الإشعاع الكهرومغناطيسي الذي تنبعث منه الشمس وأين يأتي هذا الإشعاع في الشمس؟

طلب: كارين أولسن ، ليستر

تبعث الشمس إشعاعًا عبر الطيف الكهرومغناطيسي ، من الأشعة السينية عالية الطاقة للغاية إلى موجات الراديو ذات الموجات الطويلة جدًا ، وكل شيء بينهما. تحدث ذروة هذا البث في الجزء المرئي من الطيف.

تأتي الأطوال الموجية المختلفة للضوء بشكل عام من مناطق مختلفة من الغلاف الجوي للشمس أو ناتجة عن ذرات معينة تشع عند أطوال موجية محددة (خطوط الانبعاث الطيفي). الضوء المرئي ، على سبيل المثال ، يأتي من الفوتوسفير (أو السطح) في حين أن معظم ضوء الأشعة تحت الحمراء يأتي من الكروموسفير السفلي في الأعلى مباشرة. يأتي الكثير من فوتونات الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية عالية الطاقة من الغلاف الجوي الخارجي للشمس (يسمى الهالة). يمنح هذا علماء الفلك القدرة على استكشاف ميزات أو مكونات أو عمليات شمسية مختلفة ببساطة عن طريق اختيار طول موجي معين من الضوء لرصده. هذا هو السبب في أن مرصد ديناميكيات الطاقة الشمسية التابع لوكالة ناسا ، على سبيل المثال ، لديه مجموعة من الأدوات التي تغطي نطاقًا واسعًا من الأطوال الموجية في وقت واحد.

الإشتراك إلى مجلة BBC Focus للحصول على أسئلة وأجوبة جديدة رائعة كل شهر ومتابعةsciencefocusQA على Twitter للحصول على جرعتك اليومية من الحقائق العلمية الممتعة.


الشمس متعددة الأطياف

تخبرك عيناك أن من الواضح أن الشمس توفر الطاقة للأرض في شكل ضوء مرئي. إذا فكرت في الأمر قليلاً ، خاصة فيما يتعلق بالخيارات التي تتخذها بشأن الحماية من الأشعة فوق البنفسجية أ و ب عند التسوق لشراء نظارات واقية من الشمس أو النظارات الشمسية ، فسوف تدرك أيضًا أنك تعلم أن الشمس تغمر كوكبنا أيضًا بالأشعة فوق البنفسجية. "الضوء" أو الإشعاع. في الواقع ، تبعث الشمس إشعاعًا عبر معظم الطيف الكهرومغناطيسي. من الأشعة السينية عالية الطاقة إلى موجات الراديو ذات الطول الموجي الفائق. دعونا نلقي نظرة الآن على هذه الشمس متعددة الأطياف والطاقة التي تنبعث منها. في وقت لاحق من هذا الأسبوع ، سنرى ما يحدث لهذه الأنواع المختلفة من الطاقة عندما تصل إلى الأرض. الإشعاع الكهرومغناطيسي من الشمس هو المصدر الرئيسي للطاقة التي تحرك نظام مناخ الأرض.

مراجعة: الطيف الكهرومغناطيسي

قبل أن ننظر إلى الشمس متعددة الأطياف ، دعنا نراجع بعض الأفكار الرئيسية حول الطيف الكهرومغناطيسي (EM). إذا كنت معتادًا على طيف EM (معظم معلمي الكيمياء والفيزياء) ، فلا تتردد في قراءة هذا القسم. إذا كانت هذه منطقة لا تشعر بالراحة تجاهها ، فقد قدمنا ​​بعض الروابط لقراءات إضافية قد ترغب في تصفحها.

الضوء المرئي هو الشكل الأكثر شيوعًا لنوع من الطاقة يسمى الإشعاع الكهرومغناطيسي. الضوء هو في الواقع أشياء غريبة نوعا ما. في بعض النواحي يتصرف مثل تيار من الجسيمات (نسميه "الفوتونات") ، وبطرق أخرى يتصرف مثل سلسلة من الموجات. ينتقل الضوء بسرعة محدودة ، وإن كانت عالية بشكل سخيف ، تبلغ 299،792 كم / ثانية (186،282 ميلًا في الثانية) ، ويمكن لشعاع من الضوء أن يدور حول الكرة الأرضية أكثر من سبع مرات في ثانية واحدة!

يأتي الضوء بألوان مختلفة ، وينتشر عبر قوس قزح من الأشكال التي نسميها الطيف المرئي. كل لون يتوافق مع موجات ذات أطوال موجية مختلفة. الموجات الحمراء هي الأطول والأرجواني هي الأقصر. نظرًا لأن جميع ألوان الضوء (وجميع أنواع الموجات الكهرومغناطيسية ، لهذا الأمر) تنتقل بنفس السرعة ، فإن الطول الموجي يتناسب عكسًا مع التردد (التردد هو عدد المرات التي تمر فيها "قمة" الموجة بموقع معين). الموجات الحمراء ذات الطول الموجي الطويل لها ترددات منخفضة للموجات الأرجوانية ذات الطول الموجي القصير ترددات عالية. تحمل ألوان الضوء المختلفة أيضًا كميات مختلفة من الطاقة. الضوء الأرجواني ذو التردد العالي ، ذو الطول الموجي القصير يحمل معظم الطاقة ذات التردد المنخفض ، والضوء الأحمر ذو الطول الموجي الطويل يحمل أقل طاقة.

يتراوح طيف الضوء المرئي من البنفسجي قصير الموجة إلى الأحمر طويل الموجة. تحتوي فوتونات الضوء من الطرف البنفسجي للطيف على أعلى طاقات وأعلى ترددات ، بينما تحتوي الفوتونات الحمراء على طاقات أقل وترددات أقل. خارج نطاق رؤيتنا توجد الأطوال الموجية الأطول للأشعة تحت الحمراء والأطوال الموجية الأقصر للمناطق فوق البنفسجية من الطيف الكهرومغناطيسي.
تنسب إليه: عمل فني لراندي راسل.

ومع ذلك ، فإن الضوء المرئي لا يمثل القصة بأكملها بأي حال من الأحوال. الضوء المرئي ليس سوى جزء صغير من الطيف الكهرومغناطيسي بأكمله. الموجات التي لها أطوال موجية أقصر قليلاً من الضوء الأرجواني ، وبالتالي لها ترددات أعلى قليلاً ومستويات طاقة أعلى ، تسمى الأشعة فوق البنفسجية ("ما وراء البنفسجي" ، من اللاتينية فائقة = "ما بعد") أو "ضوء" الأشعة فوق البنفسجية أو الأشعة. لا يمكننا رؤية "الضوء" فوق البنفسجي ، على الرغم من أن بعض الحيوانات ، مثل نحل العسل ، تستطيع ذلك. وبالمثل ، تقع موجات ذات أطوال موجية أطول قليلاً من موجات الضوء الأحمر خلف الطرف الآخر من الطيف المرئي. هذه الموجات ، التي لها ترددات أقل وتحمل طاقة أقل إلى حد ما من الضوء الأحمر ، تسمى الأشعة تحت الحمراء ("تحت الأحمر" ، من اللاتينية تحت = "below") أو موجات "الضوء" IR.

بالطبع ، الأشعة تحت الحمراء والأشعة فوق البنفسجية والضوء المرئي ليسا القصة الكاملة أيضًا. وراء جزء الأشعة فوق البنفسجية من الطيف تكمن موجات الأشعة السينية الأقصر (ذات الترددات العالية والطاقات الأكبر). وراء الأشعة السينية تكمن أشعة جاما ذات الطول الموجي القصير للغاية ، والتي تتمتع بطاقة وترددات عالية بشكل استثنائي. بالانتقال في الاتجاه الآخر ، خارج جزء الأشعة تحت الحمراء من الطيف الكهرومغناطيسي ، نجد أنواعًا مختلفة من موجات الراديو. جميع موجات الراديو لها أطوال موجية أطول من موجات الأشعة تحت الحمراء ، وبالتالي تحمل طاقة أقل وترددات أقل. الموجات الدقيقة (نعم ، النوع المستخدم في أفران الميكروويف) هي موجات راديو قصيرة الطول نسبيًا (وبالتالي طاقة عالية نسبيًا). عندما كانت إشارات البث التلفزيوني شائعة ، كانت الموجات التي تنقل الإشارات التلفزيونية إلى هوائياتنا نوعًا من الموجات الراديوية. بالطبع ، يتم أيضًا نقل إشارات الراديو ، سواء AM و FM ، بواسطة موجات الراديو.

يُظهر تصوير الطيف الكهرومغناطيسي عدة كائنات بمقاييس حجم مماثلة للأطوال الموجية لموجات أنواع مختلفة من الإشعاع الكهرومغناطيسي. لاحظ أن نطاق الأطوال الموجية يختلف حسب العديد من مراتب الحجم ، في حين أن الموجات الموضحة في هذا "الكارتون" لا تختلف. على سبيل المثال ، عادةً ما تكون موجات الضوء المرئي أقصر بـ 100 مرة من موجات الأشعة تحت الحمراء ، وليست أقصر قليلاً كما هو موضح بالصورة.
تنسب إليه: الصورة مقدمة من برنامج "العيش مع نجمة" التابع لوكالة ناسا ومركز تعليم العلوم في مختبر علوم الفضاء بجامعة كاليفورنيا في بيركلي.

انقر هنا لمشاهدة فيلم كويك تايم بعنوان "الأشعة تحت الحمراء - أكثر مما تستطيع عيناك رؤيته". هذا ال جدا ملف كبير (38 ميغا بايت) ، لذا من المحتمل أن يستغرق التنزيل بعض الوقت! (المصدر: مشروع CoolCosmos).

انبعاثات الشمس من الإشعاع الكهرومغناطيسي

تنبعث من الشمس إشعاع كهرومغناطيسي عبر معظم الطيف الكهرومغناطيسي. على الرغم من أن الشمس تنتج أشعة جاما نتيجة لعملية الاندماج النووي (انظر الرسم التخطيطي لسلسلة البروتون والبروتون في صفحة قراءة "الفرن الشمسي") ، يتم تحويل هذه الفوتونات فائقة الطاقة إلى فوتونات ذات طاقة أقل قبل أن تصل إلى الشمس. السطح وتنبعث في الفضاء. لذا فإن الشمس لا تطلق أي أشعة جاما للتحدث عنها. ومع ذلك ، تبعث الشمس الأشعة السينية والأشعة فوق البنفسجية والضوء (بالطبع!) والأشعة تحت الحمراء وحتى موجات الراديو.

تقع ذروة إنتاج طاقة الشمس في الواقع في نطاق الضوء المرئي. قد يبدو هذا مفاجئًا في البداية ، لأن المنطقة المرئية من الطيف تمتد على نطاق ضيق إلى حد ما. ويا لها من مصادفة ، أن يكون ضوء الشمس أكثر سطوعًا في النطاق الذي تستطيع أعيننا رؤيته! صدفة؟ ربما لا! تخيل أن جنسنا البشري قد "نشأ" على كوكب يدور حول نجم يعطي معظم طاقته في منطقة الأشعة فوق البنفسجية من الطيف. من المفترض ، أننا قد طورنا عيونًا يمكنها رؤية "ضوء" الأشعة فوق البنفسجية ، لأن الضوء من هذا النوع هو أكثر ما يضيء المناظر الطبيعية لكوكبنا بشكل أكثر سطوعًا. ينطبق نفس النوع من التفكير على الأنواع التي تطورت على الكواكب التي تدور حول النجوم والتي تنبعث معظم طاقتها في الأشعة تحت الحمراء التي من المرجح أن تتطور لتصبح عيون حساسة للأشعة تحت الحمراء. لذلك يبدو أن أعيننا مضبوطة على الإشعاع الذي ينبعث منه نجمنا بكثرة.

يوضح الرسم البياني أدناه تمثيلًا مبسطًا لانبعاثات الطاقة من الشمس مقابل الأطوال الموجية لتلك الانبعاثات. يُظهر المحور y المقدار النسبي للطاقة المنبعثة عند طول موجة معين (مقارنة بقيمة "1" للضوء المرئي). يمثل المحور السيني أطوال موجية مختلفة للإشعاع الكهرومغناطيسي. لاحظ أن مقياس المحور y هو لوغاريتمي ، فكل علامة تجزئة تمثل زيادة بمقدار مائة ضعف في كمية الطاقة كلما تحركت لأعلى.

يوضح هذا الرسم البياني (تقريبًا) توزيع الطاقة الكهرومغناطيسية المنبعثة من الشمس مقابل الطول الموجي لتلك الطاقة. موجات الراديو ذات الطول الموجي الطويل على اليمين ، والأشعة السينية ذات الطول الموجي القصير على اليسار. ترتبط وحدات الطاقة على طول المحور الرأسي بالقمة في خرج الطاقة الكهرومغناطيسي للشمس في جزء الضوء المرئي من الطيف ، والذي يُعطى بشكل تعسفي القيمة "1". لاحظ أن المقياس الرأسي لوغاريتمي ، بحيث تمثل كل علامة تجزئة زيادة / نقصانًا في الطاقة بمقدار مائة ضعف.
تنسب إليه: الصورة مقدمة من برنامج COMET ومرصد الارتفاع العالي في NCAR (المركز الوطني لأبحاث الغلاف الجوي).

يستخدم الفيزيائيون مفهومًا يسمى "مشعاع الجسم الأسود" لشرح كيفية إصدار الأجسام الساخنة للإشعاع الكهرومغناطيسي بأطوال موجية مختلفة. على الرغم من أن مشعاع الجسم الأسود هو بناء عقلي ، وليس كائنًا حقيقيًا ، إلا أن العديد من الأشياء الحقيقية تتصرف تقريبًا مثل مشعاع الجسم الأسود. كمثال ، تخيل قطعة من الحديد يتم تسخينها في الفرن. في البداية ، عندما لا تكون المكواة ساخنة بشكل خاص ، فإنها لن تتوهج على الإطلاق ، ولكن إذا وضعت يدك بالقرب منها ، فقد تشعر بالحرارة التي كانت تنبعث منها. في هذه الدرجة المنخفضة نسبيًا ، يشع الحديد معظم طاقته في جزء الأشعة تحت الحمراء من الطيف ، والذي لا يمكننا رؤيته ولكن يمكننا الشعور به كحرارة. عندما يصبح الحديد أكثر دفئًا ، يبدأ في التوهج باللون الأحمر العميق ، حيث انتقلت ذروة إشعاعها إلى أقل طاقة ، وأطول جزء من الطول الموجي من الطيف المرئي فوق الأشعة تحت الحمراء مباشرة. مع زيادة سخونة الحديد ، يتحول توهجه إلى اللون البرتقالي ثم الأصفر ، حيث تتسلل ذروة انبعاثاته إلى الطيف إلى طاقات أعلى وأطوال موجية أقصر.

إذن ما علاقة هذا بالشمس؟ لا يبدو القضيب الحديدي المصنوع من المعدن الصلب وكرة عملاقة من البلازما الشبيهة بالغاز مصنوعة من الهيدروجين والهيليوم متشابهة جدًا ، وقد لا تتوقع أن يتصرفا على حد سواء على الإطلاق. ومع ذلك ، فإن "السطح" المرئي للشمس يتصرف إلى حد كبير مثل مشعاع الجسم الأسود المثالي. تذكر أن درجة حرارة الغلاف الضوئي تبلغ حوالي 5800 كلفن ، ويظهر الرسم البياني أدناه منحنى الإشعاع النظري لمبرد الجسم الأسود بدرجة حرارة 5800 كلفن لاحظ أنه في معظم الطيف الكهرومغناطيسي تبدو الشمس إلى حد كبير مثل مشعاع الجسم الأسود. لاحظ أيضًا أن الشمس تصدر عددًا أكبر من الفوتونات عالية الطاقة في مناطق الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية من الطيف مقارنةً بمبرد الجسم الأسود. فماذا يعني كل هذا يعني؟

يوضح هذا الرسم البياني توزيع الطاقة الكهرومغناطيسية المنبعثة من "مشعاع الجسم الأسود" الذي له درجة حرارة سطح الشمس (حوالي 5800 كلفن). قارن هذا بتوزيع طاقة الشمس الموضح أعلاه. لاحظ كيف أن المنحنيين متطابقان تقريبًا من الأشعة فوق البنفسجية القريبة إلى مناطق الموجات الراديوية ، لكنهما مختلفان تمامًا في أنظمة الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية البعيدة. يتسبب الإشعاع المنبعث من الغلاف الجوي للشمس في أن الشمس تتصرف بشكل مختلف عن المبرد المثالي للجسم الأسود.
تنسب إليه: الصورة مقدمة من برنامج COMET ومرصد الارتفاع العالي في NCAR (المركز الوطني لأبحاث الغلاف الجوي).

يتصرف الفوتوسفير للشمس إلى حد كبير مثل مشعاع الجسم الأسود. إذا نظرنا إلى الشمس في الضوء المرئي أو ضوء الأشعة تحت الحمراء ، فسنراقب إلى حد كبير الغلاف الضوئي. ومع ذلك ، فإن الشمس تبعث طاقة عالية من الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية أكثر من مشعاع الجسم الأسود. تنبعث هذه الفوتونات عالية الطاقة بشكل أساسي من الغلاف الجوي للشمس. تذكر كيف انخفضت درجة حرارة الشمس تدريجيًا من 15 مليون كلفن في اللب إلى 5800 كلفن في الغلاف الضوئي ، ولكن بعد ذلك ارتفعت بشكل مفاجئ مرة أخرى إلى 3 ملايين كلفن في الغلاف الجوي الخارجي للشمس (الإكليل). درجات الحرارة المرتفعة للغلاف الجوي الشمسي ، إلى جانب الظواهر المتفجرة مثل التوهجات الشمسية التي تزيد من تنشيط هذه المنطقة من الشمس ، تولد طاقة عالية من فوتونات الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية. علاوة على ذلك ، تأتي الأطوال الموجية المختلفة لانبعاثات الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية من ارتفاعات مختلفة في الغلاف الجوي الشمسي ، لذلك يمكننا عرض مستويات مختلفة من الغلاف الجوي للشمس من خلال النظر إلى أطوال موجية محددة لانبعاثات الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية. دعونا نفحص بعض هذه المناظر متعددة الأطياف للشمس الآن.

الشمس متعددة الأطياف

تصدر الشمس إشعاعًا كهرومغناطيسيًا بأطوال موجية عديدة عبر الطيف الكهرومغناطيسي. These images show the Sun in the infrared, visible light, four different ultraviolet wavelengths, and in X-rays. Images taken in very narrow bands have the wavelengths of the associated waves noted (in nanometers). The photosphere is most prominent in the visible light images, while UV and X-ray views show details of the solar atmosphere. Note that almost all of these images are "false color" representations, since your eyes cannot see X-rays or ultraviolet or infrared "light".

الاعتمادات: IR image courtesy of the High Altitude Observatory at NCAR UV and visible light images courtesy of SOHO (NASA/ESA) visible light (656 nm) image courtesy of Big Bear Solar Observatory/New Jersey Institute of Technology X-ray image courtesy of Yohkoh.

This animation shows views of the Sun at various frequencies across the electromagnetic spectrum. Note how different features and regions of the Sun are visible in the different views. The visible light view shows the photosphere, including several sunspots. The infrared view shows the lower chromosphere immediately above the photosphere, where temperatures are still relatively cool. Most of the high energy photons that produce the UV and X-ray views come from higher up in the Sun's hot atmosphere. Notice how the areas of the atmosphere above sunspots tend to be especially bright in the X-ray and UV views. Sunspots are visible indicators of magnetic disturbances on the Sun that spawn high-energy phenomena such as solar flares and coronal mass ejections.

Most of the individual views portray the Sun as seen through a very narrow range of wavelengths for example, the IR view is just a narrow band of infrared "light" with a wavelength around 1,083 nanometers (as opposed to the entire IR portion of the spectrum, which ranges across wavelengths from 750 nm to 1 mm), while the first UV image is centered around a wavelength of 30.4 nanometers. These narrow wavelength "windows" in the EM spectrum are actually the "fingerprints" of specific elements at specific temperatures. Hot gases and plasmas emit light (or UV radiation or X-rays) at very specific wavelengths, depending on the element involved and the temperature of that element. For example, the IR image with a wavelength of 1,083 nm is produced by atoms of helium indicative of temperatures of a few thousand kelvin. The 30.4 nm wavelength UV image is also produced by helium, but that helium has been ionized (stripped of one of its two electrons), which indicates that its temperature is somewhere in 60,000 to 80,000 kelvin range, and thus that it is somewhere around the boundary between the upper chromosphere and the hotter corona. The shorter wavelength, higher energy photons that produce the 19.5 nm wavelength UV image indicate an even hotter region higher up in the corona they are emitted by iron (yes, the Sun has vaporized iron in it!) atoms that have had 11 of their electrons stripped away by temperatures around 1.5 million kelvin. The main upshot of all this is that different wavelength images allow us to see material at different temperatures on and above the Sun. In many cases, this means that each different wavelength image provides us with a view of material at a different height within the solar atmosphere. Also, certain features are especially prominent at different wavelengths.

"OK", you may say, "these are indeed pretty pictures. but what does all of this have to do with Earth's climate?". As we'll see in later pages, different wavelengths of EM radiation behave differently when they reach Earth's atmosphere. Fortunately for us, most of the high energy X-rays and ultraviolet radiation are absorbed by our atmosphere far above our heads, preventing them from frying us. They do, however, transfer their energy to the atmosphere at various levels, which has implications for our climate. Also, as we'll see in the very next reading, the amount of radiation emitted by the Sun in various wavelengths is not completely constant over time. Short term events like solar flares can dramatically alter the levels of X-ray and UV emissions from the Sun over the course of a few minutes. Multi-year cycles in solar activity only slightly alter the amount of visible light the Sun emits (to the tune of 0.1%), but can change the levels of X-ray and UV emissions by a hundred-fold.


Introduction to Solar Radiation

Radiation from the sun sustains life on earth and determines climate. The energy flow within the sun results in a surface temperature of around 5800 K, so the spectrum of the radiation from the sun is similar to that of a 5800 K blackbody with fine structure due to absorption in the cool peripheral solar gas (Fraunhofer lines).

Solar Constant and "Sun Value"

The irradiance of the sun on the outer atmosphere when the sun and earth are spaced at 1 AU - the mean earth/sun distance of 149,597,890 km - is called the solar constant. Currently accepted values are about 1360 W m -2 (the NASA value given in ASTM E 490-73a is 1353 ±21 W m -2 ). The World Metrological Organization (WMO) promotes a value of 1367 W m -2 . The solar constant is the total integrated irradiance over the entire spectrum (the area under the curve in Figure 1 plus the 3.7% at shorter and longer wavelengths.

The irradiance falling on the earth's atmosphere changes over a year by about 6.6% due to the variation in the earth/sun distance. Solar activity variations cause irradiance changes of up to 1%. For Solar Simulators, it is convenient to describe the irradiance of the simulator in “suns.” One “sun” is equivalent to irradiance of one solar constant.

Extraterrestrial Spectra

Figure 1 shows the spectrum of the solar radiation outside the earth's atmosphere. The range shown, 200 - 2500 nm, includes 96.3% of the total irradiance with most of the remaining 3.7% at longer wavelengths. Many applications involve only a selected region of the entire spectrum. In such a case, a "3 sun unit" has three times the actual solar irradiance in the spectral range of interest and a reasonable spectral match in this range.

مثال

The model 91160 Solar Simulator has a similar spectrum to the extraterrestrial spectrum and has an output of 2680 W m -2 . This is equivalent to 1.96 times 1367 W m -2 so the simulator is a 1.96 sun unit.

Terrestrial Spectra

The spectrum of the solar radiation at the earth's surface has several components (see Figure 2). Direct radiation comes straight from the sun, diffuse radiation is scattered from the sky and from the surroundings. Additional radiation reflected from the surroundings (ground or sea) depends on the local "albedo." The total ground radiation is called the global radiation. The direction of the target surface must be defined for global irradiance. For direct radiation the target surface faces the incoming beam.

All the radiation that reaches the ground passes through the atmosphere, which modifies the spectrum by absorption and scattering. Atomic and molecular oxygen and nitrogen absorb very short wave radiation, effectively blocking radiation with wavelengths -2 reaching the outer atmosphere is reduced to ca. 1050 W m -2 direct beam radiation, and ca. 1120 W m -2 global radiation on a horizontal surface at ground level.

The Changing Terrestrial Solar Spectrum

Absorption and scattering levels change as the constituents of the atmosphere change. Clouds are the most familiar example of change clouds can block most of the direct radiation. Seasonal variations and trends in ozone layer thickness have an important effect on terrestrial ultraviolet level.

The ground level spectrum also depends on how far the sun's radiation must pass through the atmosphere. Elevation is one factor. Denver has a mile (1.6 km) less atmosphere above it than does Washington, and the impact of the time of year on solar angle is important, but the most significant changes are due to the earth's rotation (see Figure 4). At any location, the length of the path the radiation must take to reach ground level changes as the day progresses. So not only are there the obvious intensity changes in ground solar radiation level during the day, going to zero at night, but the spectrum of the radiation changes through each day because of the changing absorption and scattering path length.

With the sun overhead, direct radiation that reaches the ground passes straight through the entire atmosphere, all of the air mass, overhead. We call this radiation "Air Mass 1 Direct" (AM 1D) radiation, and for standardization purposes we use a sea level reference site. The global radiation with the sun overhead is similarly called "Air Mass 1 Global" (AM 1G) radiation. Because it passes through no air mass, the extraterrestrial spectrum is called the "Air Mass 0" spectrum.

The atmospheric path for any zenith angle is simply described relative to the overhead air mass (Figure 4). The actual path length can correspond to air masses of less than 1 (high altitude sites) to very high air mass values just before sunset. Our Oriel Solar Simulators use filters to duplicate spectra corresponding to air masses of 0, 1, 1.5 and 2, the values on which most comparative test work is based.

Standard Spectra

Solar radiation reaching the earth's surface varies significantly with location, atmospheric conditions including cloud cover, aerosol content, and ozone layer condition, and time of day, earth/sun distance, solar rotation and activity. Since the solar spectra depend on so many variables, standard spectra have been developed to provide a basis for theoretical evaluation of the effects of solar radiation and as a basis for simulator design. These standard spectra start from a simplified (i.e. lower resolution) version of the measured extraterrestrial spectra, and use sophisticated models for the effects of the atmosphere to calculate terrestrial spectra.

The most widely used standard spectra are those published by The Committee Internationale d'Eclaraige (CIE), the world authority on radiometeric and photometric nomenclature and standards. The American Society for Testing and Materials (ASTM) publish three spectra - the AM 0, AM 1.5 Direct and AM 1.5 Global for a 37° tilted surface. The conditions for the AM 1.5 spectra were chosen by ASTM "because they are representative of average conditions in the 48 contiguous states of the United States". Figure 5 shows typical differences in standard direct and global spectra. These curves are from the data in ASTM Standards, E 891 and E 892 for AM 1.5, a turbidity of 0.27 and a tilt of 37° facing the sun and a ground albedo of 0.2.

Table 1 Power Densities of Published Standards

Solar Condition Standard Power Density (Wm -2 )
Total 250 - 2500 nm 250 - 1100 nm
WMO Spectrum 1367
AM 0 ASTM E 490 1353 1302.6 1006.9
AM 1 CIE Publication 85, Table 2 969.7 779.4
AM 1.5 D ASTM E 891 768.3 756.5 584.7
AM 1.5 G ASTM E 892 963.8 951.5 768.6
AM 1.5 G CEI/IEC* 904-3 1000 987.2 797.5

* Integration by modified trapezoidal technique
CEI - Commission Electrotechnique Internationale
IEC - International Electrotechnical Commission

The appearance of a spectrum depends on the resolution of the measurement and the presentation. Figure 6 shows how spectral structure on a continuous background appears at two different resolutions. It also shows the higher resolution spectrum smoothed using Savitsky-Golay smoothing. The solar spectrum contains fine absorption detail that does not appear in our spectra. Figure 7 shows the detail in the ultraviolet portion of the World Metrological Organization's (WMO) extraterrestrial spectrum. Figure 7 also shows a portion of the CEI AM 1 spectrum. The modeled spectrum shows none of the detail of the WMO spectrum, which is based on selected data from many careful measurements.

The spectra we present for our product, and most available reference data, is based on measurement with instruments with spectral resolutions of 1 nm or greater. The fine structure of the solar spectrum is unimportant for all the applications we know of most biological and material systems have broad radiation absorption spectra. Spectral presentation is more important for simulators that emit spectra with strong line structure. Low resolution or logarithmic plots of these spectra mask the line structure, making the spectra appear closer to the sun's spectrum. Broadband measurement of the ultraviolet output results in a single total ultraviolet irradiance figure. This can imply a close match to the sun. The effect of irradiance with these simulators depends on the application, but the result is often significantly different from that produced by solar irradiation, even if the total level within specified wavelengths (e.g. UVA, 320 - 400 nm) is similar.

Geometry of Solar Radiation

The sun is a spherical source of about 1.39 million km diameter, at an average distance (1 astronomical unit) of 149.6 million km from earth. The direct portion of the solar radiation is collimated with an angle of approximately 0.53° (full angle), while the "diffuse" portion is incident from the hemispheric sky and from ground reflections and scatter. The "global" irradiation, the sum of the direct and diffuse components, is essentially uniform. Since there is a strong forward distribution in aerosol scattering, high aerosol loading of the atmosphere leads to considerable scattered radiation appearing to come from a small annulus around the solar disk, the solar aureole. This radiation mixed with the direct beam is called circumsolar radiation.


The Rayleigh-Jeans Law

Lord Rayleigh and J. H. Jeans developed an equation which explained blackbody radiation at low frequencies. The equation which seemed to express blackbody radiation was built upon all the known assumptions of physics at the time. The big assumption which Rayleigh and Jean implied was that infinitesimal amounts of energy were continuously added to the system when the frequency was increased. Classical physics assumed that energy emitted by atomic oscillations could have any continuous value. This was true for anything that had been studied up until that point, including things like acceleration, position, or energy. Their resulting Rayleigh-Jeans Law was

[ egin d ho left( u ,T ight) &= ho_ < u>left( T ight) d u [4pt] &= dfrac<8 pi k_B T> u^2 d u label end]

Experimental data performed on the black box showed slightly different results than what was expected by the Rayleigh-Jeans law (Figure (PageIndex<5>)). The law had been studied and widely accepted by many physicists of the day, but the experimental results did not lie, something was different between what was theorized and what actually happens. The experimental results showed a bell type of curve, but according to the Rayleigh-Jeans law the frequency diverged as it neared the ultraviolet region (Equation ( ef)). Ehrenfest later dubbed this the "ultraviolet catastrophe".

It is important to emphasizing that Equation ( ef) is a classical result: the only inputs are classical dynamics and Maxwell&rsquos electromagnetic theory. The charge (e) of the oscillator does not appear: the result is independent of the coupling strength between the oscillator and the radiation, the coupling only has to be strong enough to ensure thermal equilibrium. The derivation of the law can be found here.

Figure (PageIndex<5>): Relationship between the temperature of an object and the spectrum of blackbody radiation it emits. At relatively low temperatures, most radiation is emitted at wavelengths longer than 700 nm, which is in the infrared portion of the spectrum. The dull red glow of the hot metalwork in Figure (PageIndex<5>) is due to the small amount of radiation emitted at wavelengths less than 700 nm, which the eye can detect. As the temperature of the object increases, the maximum intensity shifts to shorter wavelengths, successively resulting in orange, yellow, and finally white light. At high temperatures, all wavelengths of visible light are emitted with approximately equal intensities. (CC BY-SA-NC anonymous)

Differential vs. Integral Representation of the Distribution

Radiation is understood as a continuous distribution of amplitude vs. wavelength or, equivalently, amplitude vs. frequency (Figure (PageIndex<5>)). According to Rayleigh-Jeans law, the intensity at a specific frequency ( u) and temperature is

However, in practice, we are more interested in frequency intervals. An exact frequency is the limit of a sequence of smaller and smaller intervals. If we make the assumption that, for a sufficiently small interval, (&rho( u,T)) does not vary, we get your definition for the differential (d&rho(&nu,T)) in Equation ef:

The assumption is fair due to the continuity of (&rho( u,T)). This is the approximation of an integral on a very small interval (d u) by the height of a point inside this interval ((frac<8pi k_bT u^2>)) times its length ((d u)). So, if we sum an infinite amount of small intervals like the one above we get an integral. The total radiation between ( u_1) and ( u_2) will be:

Observe that (&rho( u,T)) is quadratic in ( u).

Example (PageIndex<4>): the ultraviolet catastrophe

What is the total spectral radiance of a radiator that follows the Rayleigh-Jeans law for its emission spectrum?

The total spectral radiance ( ho_(T)) is the combined emission over all possible wavelengths (or equivalently, frequencies), which is an integral over the relevant distribution (Equation ef for the Rayleigh-Jeans Law).

[int_0^infty x^2mathrmx onumber ]

does not converge. Worse, it is infinite,

[ lim_int_0^k x^2mathrmx = infty onumber ]

Hence, the classically derived Rayleigh-Jeans law predicts that the radiance of a a blackbody is infinite. Since radiance is power per angle and unit area, this also implies that the total power and hence the energy a blackbody emitter gives off is infinite, which is patently absurd. This is called the ultraviolet catastrophe because the absurd prediction is caused by the classical law not predicting the behavior at high frequencies/small wavelengths correctly (Figure (PageIndex<5>)).


Watch the video: هذا الشيء الغريب يجعل الأرض تفقد 50,000 طن من وزنها سنويا (كانون الثاني 2022).