第二章 太阳辐射(2)

壮年期：主序星阶段
太 阳 的 X 射 线 图 片
太阳黑子
核反应区 ：太阳中心区域这种超高温高压 条件下，不断进行着大规模的氢热核聚变 反应，释放出巨大的能量。
辐射区： 热核反应产生的高能射 线经过这个辐射区逐步降低频 率，最后成为太阳向空间辐射 的较低能量的可见光和其他形 式的辐射。
对流区 ： 稠密炽热的气体处于升降起伏 的对流状态。在太阳大气中产生的 各种活动现象(如黑子、耀斑等)都 与对流区的活动有关。
物体的辐射能力与黑体辐射能力之比，称作物体的 比辐射率 T又称相对辐射能力，因此基尔霍夫定律
还可以写成另一种形式： I
T
at
I Tb I Tb ( , T )
T
=
即物体的吸收率就是它的比辐射率
各种自然表面的比辐射率
表面
比辐射 表面 比辐 率 射率
干沙
湿沙 粘土 黑土
• 如果某物体能把投射其上的所有波长的辐 射全部吸收，即其吸收率为1，这种物体称 为绝对黑体，简称黑体。 、 • 如果某物体仅对某一波长辐射的吸收率为1， 则称该物体为对某波长的黑体。 • 如果物体的吸收率小于1，且不随波长而改 变，则这种物体称为灰体。
城镇 14~18 %
林带 9~19 %
陆地表面反照率主要取决于表面的组成和入 射辐射的光谱分布和入射角度
各向同性辐射
若某点处的辐射率都不随方向而变， 则称该点处的辐射为各向同性辐射。 若某辐射面所有点处的辐射都是各向 同性的，则称该辐射面为各向同性辐 射面。常把它称为Lambert辐射面或 吸收面。 黑体是各向同性的，而且只有黑体，其 辐射的吸收和发射才具有各向同性的特 征。太阳表面经常被看作Lambert辐射 面。
物体对辐射的吸收，透射和反射
媒介对辐射的三种作用： • 吸收: Qa Q0 = Qr • 反射: Qr Q0 • 透射: Qd
Qa
+
Qa
+
Qd
Qr
Qd
定义三个无量纲比率：
Qa Qr Qd • 吸收率： a = Q Q Q 1 0 0 0
• 反射率：
Qa Qr Qd 1 r= Q0 Q0 Q0
太阳辐射及其在大气中的衰减
太阳辐射是地球上最主要的能源，也是地 球大气中各种物理化学过程的总能源，太 阳辐射在到达地表前，要经过大气层，大 气层对太阳辐射有吸收和散射作用，从而 导致到达地射
• 太阳直径约为140万公里，相当于地球直 径的109倍，体积约为地球体积的130万 倍，质量约为地球质量的33万倍，约等 于太阳系所有的行星、卫星总质量的750 倍。但在宇宙中，它的质量在平均值附近， 而它的大小却低于平均值。 • 是地球最主要的能源，但这只不过是太阳 辐射总能量的22亿分之一。 • 太阳光球表面温度约为5800K，内部中心 7 温度可达 15 . 10 K 。
辐 射 能 量 的 分 布
Peak Wavelength Sun 0.5 micrometers Earth 10 micrometers Max. Intensity 7.35 X 107 W/m2 390 W/m2
三.斯蒂芬-玻耳兹曼定律
1879年Stefan 从热力学实验得出：黑体辐射通 量密度E0(T)与其自身热力学温度的四次方成正比。 1884年 Boltzmann在理论上给与了证明。 随着温度的升高，黑体对各波长的放射能力都相 应地增强，因而辐射通量密度也随温度增大。斯 蒂芬-玻尔兹曼定律表明：黑体的辐射通量密度与 绝对温度的四次方或正比，即
0.39 0~ [μm] 0.45 5
波长 范围
0.45 5~ 0.48 5
0.48 5~ 0.50 5
0.50 5~ 0.57 5
0.57 5~ 0.58 5
0.58 5~ 0.62 0
0.62 0~ 0.76 0
典型 波长
0.43 0.47 0.49 0.54 0.58 0.60 0.64 [μm] 0 0 5 0 0 0 0
等效黑体辐射温度
• 由实际测量到的辐射通量密度，根 据Stefan-Boltzmann 定律计算得到 的温度称为等效黑体辐射温度。 Te • 研究辐射问题时常用 等效黑体辐射
温度
四 维恩位移定律(Wein )
维恩是一位理论、实验都 有很高造诣的物理学家。
正象劳厄所评价的那样： “他的不朽的业绩在于引导我们 走到量子物理学的大门口”。 1911因发现了热辐射定律 或诺贝尔物理学奖。
• 物体既向外辐射能量，也会吸收外界的 辐射能量。 • 物体放出的辐射等于吸收的辐射，它的 热状态保持不变，此时称为辐射平衡 。
辐射的物理过程
• 辐射都是由带电粒子在原子、分子内部 的轨道跃迁，或原子、分子自身振动或 转动能级的转移而产生的。 • 辐射都具有统一的电磁波本质，在真空 中有相同的传播速度——光速，在媒介 中传播时都会产生干涉、衍射和偏振等 现象。 • 轨道跃迁和振动或转动只允许在某些能 级间进行，两个能级间的能量差是固定 的，从而产生的辐射为量子形式，每一 份能量称为光子。
大气运动的能量来源于太阳辐射，地面 和大气中的辐射过程从大尺度 开始控制了地球大气系统的能量平衡， 从而决定了地球气候的基本特征。
第1节 辐射概述 一辐射的基本概念
• 辐射：是能量的一种形式，物质以电磁波 的形式放射能量。
• 辐射热交换：自然界的一切物体都能以电 磁波的形式放射能量，同时也在不断地吸 收外界的辐射。各种物体之间的通过辐射 来交换热量，称为辐射热交换。 • 根据Kelvin定义的热力学温度，任何物体 只要其绝对温度不为零度，就会向外辐射 能量，辐射能力依赖与其热力学温度。
• 均匀辐射
L与观测位置（x, y, z） 无关（ L是观测位置的 函数—非均匀辐射）
• 定常辐射
L与时间t无关（ L与时间t的函数—非定常辐射）
• 辐射强度J： 辐射强度是指点辐射源在某一方向 上单位立体角内的辐射通量 • 辐射率、辐射通量密度等辐射量随波长的变化
热辐射的基本定律
一、 Kirchhoff 定律 二、 Planck 定律 三、 Wein 定律 四、 Stefan-Boltzmann 定律
设有一真空恒温器(温度为T)，放出黑体 辐射 。 代表在温度T，波长λ时的黑体 辐射率，在其中用绝热线悬挂一个非黑 体物体，它们温度与容器温度一样亦为 T，它的辐射率为 I T ，吸收率为a T 。这 样，非黑体和器壁之间将要达到辐射平 衡。器壁放射的辐射能、非黑体放射的 辐射能和未被吸收的非黑体反射辐射能， 三者达到平衡，则
电磁波谱
• 将不同频率电磁波按频率高低排列，组成电 磁波谱。 • 不同频率的电磁波具有不同的物理性质。 • 人的视网膜能够感应的电磁波，称为可见光 区，在可见光区分为几个不同波段，各波段 具有不同颜色。 • 电磁波谱-包括γ射线、X射线、紫外线、可 见光、红外线、超短波和无线电波 。可见 波部分，波长范围约为0.4～0.76微米
FTb T
4
σ= 5.67*10-8 [W m-2 K-4]
斯蒂芬-玻尔兹曼定律可以从普朗克定律 中推导出来。将上式对整个波长积分
FTb FTb d
0
2hc 2
0

5
e
1
hc kT
d 1
2 5 k 4 4 4 FTb 2 3 T T 15c h
FTb
2hc 2

5
e
1
hc kT
1
其中h为普朗克常数6.62*10-34Js-1 K为玻尔兹曼常数1.38*10-23 Jk -1
由于

1

,
f
c

因此普朗克定律可以表为
I fTb
2hf 3 c
5
1 e
2
hf kT
1
I Tb
2hc e
hc kT
5
1
以4微米作为分长线，把太阳辐射称为短波辐射， 而把地球和大气的辐射称为长波辐射或红外辐射。
二.普朗克定律
1900年普朗克 (M.Plank)依据量子理论导 出了黑体辐射随温度T和波 长λ的分布函数形式，这就 是普朗克定律
Max Karl Ernst Ludwig Planck
（1858-1947） 德国物理学家，量子 力学的开创人
I Tb
2hc 2

5
e
1
hc k T
1
第二章 太阳辐射
基本内容
主要讲解大气中辐射传输的基本规 律和物理过程，以及地球大气系统的辐 射能量收支问题，地球大气系统能量的 主要来源是太阳的辐射能，它从根本上 决定了地球、大气热状态，从而成为制 约大气运动和其它大气过程的能量，是 产生各种大气物理、大气化学过程和天 气现象的根本原因，也是气候形成的重 要因子之一。
一 基尔霍夫定律 (Kirchhoff )定律
• 研究物体的发射能力与 吸收能力之间的关系 • 1859年由基尔霍夫根据 实验得到：物体的发射 能力与吸收能力之间关 系密切，在同一温度下， 吸收能力大的物体其发 射能力也大；反之亦然。 且发射能力是温度和波 长的函数。
G.R.Kirchhoff （1824-1887） 德国物理学家
维恩 （1864-1928）
德国物理 学家
黑体光谱辐射率极大值对应的波长 m 与绝对温度 成反比。其表达式为
m T=2897.6(微米· 开)
辐射体愈热(温度愈高)，所发出的光就愈“白”
图5.4黑体光谱辐射率曲线最大值连线表 示Wein位移定律
色温度
• 由测量到的最大单色辐射通量密度对应 的波长值，根据Wein 定律计算得到的温 度称为色温度。 Tc • 色温度仅仅表示辐射体的主体颜色。 • 色温度传统应用于冶金工业和高温加热 工程领域，随着高温遥感探测技术发展， 色温度的直接应用逐渐减少。