DINAMICA ATMOSFEREI - Facultatea de Fizică din Bucureşti

Vizibil (VIS) 1,8 0,7 µm 4,3 ⋅ 10 14
Infra-roşu apropiat (IR) 0,83 1,5 µm 2 ⋅ 10 14
Infra-roşu mediu 0,12 10 µm 3 ⋅ 10 13
Infrarosu indepărtat 1,2⋅10 -3 1 mm 3 ⋅ 10 11
Microunde 1,2⋅10 -5 100 mm 3 ⋅ 10 9
Unde radio 10 cm < 3 ⋅ 10 9
Lumina albă şi radiaţia gama şi microundele reprezintă aceeaşi radiaţie, radiaţia
electromagnetică; ele diferă doar prin lungimile de undă.
O reprezentare grafică a spectrului electromagnetic se poate observa în figura 3.5.
Fig. 3.5. Spectrul radiatiei electromagnetice
Soarele, fiind un corp incandescent, emite radiaţii care dau un spectru continuu. Spectrul
solar înregistrat pe cale fotografică este însă discontinuu, prezentând numeroase linii negre,
numite linii Fraunhofer. Aceste linii se datoresc absorbţiei exercitate, în primul rând de atmosfera
solară pe care o străbate radiaţia. Toate acele radiaţii pe care gazele atmosferice le-ar putea emite,
la temperatura fotosferei, sunt absorbite de ele (legea Kirchhoff ), ceea ce face ca în locul lor să
apară în spectru linii negre.
Atmosfera terestră absoarbe şi ea o parte din radiaţiile solare care o traversează. Astfel, în
spectrul solar apar şi alte linii negre numite linii telurice.
Cantitatea de energie transportată de diferite unde electromagnetice care compun radiaţia
solară – evaluată prin efectul lor caloric – este diferită. Ea depinde mai ales de lungimea de undă.
Din energia totală a radiaţiei solare 99% revine radiaţiilor cu λ ∈ [160–4000 nm]. 1%
rezultă din radiaţiile cu lungimi de undă mari (hertziene) şi mici (Rontgen).
Repartiţia energiei în spectrul solar depinde şi de altitudine (Fig. 3.6). La limita superioară
a atmosferei, energia maximă transmisă revine radiaţiilor albastre–verzi cu
λ = 475 nm. 48% din energia totală a radiaţiei solare este transmisă prin radiaţiile zonei vizibile
din spectru, cu λ între 400 nm şi 760 nm. Din punct de vedere energetic, zona radiaţiilor vizibile
este cea mai importantă.