Спектр солнечного света: описание, особенности

Спектром солнечного света можно любоваться во всей его красе в оптическом и метеорологическом явлении – радуге. Лучи света, проходящие через крошечные капли воды, взвешенные в воздухе, преломляются под разными углами в зависимости от длины волны света. В результате белый свет разлагается на отдельные цвета, и на небе образуется разноцветная дуга (рис. 1.).

Радуга
Рис. 1. Радуга

Солнечный свет – это свет, идущий от солнца на поверхность Земли. Свет – это видимая часть электромагнитного излучения, воспринимаемая человеческими глазами.

Электромагнитная волна, которая представляет собой пространственно-распространяющееся возмущение электромагнитного поля, характеризуется:

  • частотой ν, которая представляет собой количество полных изменений магнитного и электрического поля в секунду, выраженным в герцах (Гц),
  • длиной волны λ‎, которая представляет собой расстояние между соседними точками, в которых электрическое и магнитное поля находятся в одной фазе.

Эти величины связаны между собой: чем выше частота, тем меньше длина волны: ν = с / λ , где с – скорость света, равная приблизительно 3*108 м/с.

Видимый свет – это узкий диапазон длин волн от 3,8 * 10-7 м до 7,5 * 10-7 м (т.е. от 380 до 750 нм). Электромагнитное излучение с длиной волны более 750 нм, невидимое для человека, называется инфракрасным излучением, а излучение с длиной волны менее 380 нм – ультрафиолетовым излучением.

Мы можем разделить источники света на несколько категорий, включая тепловое, синхротронное излучение и излучение, испускаемое электронами в атоме или твердом теле. К тепловым источникам света относятся: звезды, лампочки, галогенные лампы, дуговые лампы и пламя. Источниками света также могут быть синхротронное (синхротронное излучение) и светоизлучающие диоды (LED), люминесцентные лампы, ртутные лампы, кварцевые лампы, мазер и лазер (как излучение электронов).

Мы воспринимаем солнечный свет как белый свет. Если пропустить этот свет через призму, он расщепляется на разные цвета (рис. 2.). Каждый цвет соответствует своей длине электромагнитной волны: от 380 нм для фиолетового света до 750 нм для красного. Разделив белый свет на отдельные цвета, мы получим спектр белого света (рис. 3.).

Особенности.

Спектр солнечного света – это записанное изображение излучения, распределенного по различным длинам волн.

Свет расщепляется в призме на отдельные цвета, создавая спектр белого света
Рис. 2. Свет расщепляется в призме на отдельные цвета, создавая спектр белого света
Спектр белого света
Рис. 3. Спектр белого света

Приблизительные диапазоны длин волн для отдельных цветов следующие:

  • фиолетовый 380-430 нм;
  • синий 430-500 нм;
  • зеленый 500-570 нм;
  • желтый 570-620 нм;
  • красный 620-750 нм.

Открытие того, что белый свет состоит из света разных цветов, принадлежит Ньютону, который в XVII веке впервые расщепил солнечный свет в призме, получив многоцветный спектр. Ньютон также показал, что при объединении расщепленного света с помощью линзы и второй призмы снова получается белый свет.

Разложение солнечного света при прохождении через границы двух сред вызвано тем, что показатель преломления для данной среды меняется в зависимости от длины волны – он имеет наименьшее значение для красного света и наибольшее для фиолетового. Согласно закона преломления света: sin α / sin β = n , где где α – угол падения, β – угол преломления, n – показатель преломления, – фиолетовый луч будет отклоняться сильнее, чем красный (рис. 4.).

Угол преломления зависит от значения показателя преломления
Рис. 4. Угол преломления зависит от значения показателя преломления. Для фиолетового света угол преломления βf меньше, чем для красного света βc

Разложение белого света показывает, из каких цветов состоит свет, но не дает информации о том, какова мощность излучения во всех последовательных местах цветового спектра. Для более тщательного изучения спектра излучения необходимо перемещать датчик, например, фотоэлемент, вдоль спектра для измерения мощности для каждой длины волны. Измеренное количество лучистой энергии в определенных диапазонах длин волн света λ позволяет построить кривую спектрального распределения (рис. 5.).

Кривая спектрального распределения
Рис. 5. Кривая спектрального распределения

Кривая спектрального распределения показывает измеренное количество энергии излучения в определенных спектральных диапазонах.

На рис. 6 показана кривая спектрального распределения солнечного излучения. Вертикальная ось показывает интенсивность излучения, I, приходящуюся на интервал длин волн ( λ, λ + Δλ ).

Интенсивность излучения (или мощность излучения) – это энергия, излучаемая в единицу времени на единицу телесного угла. На горизонтальной оси указана длина волны излучения λ с обозначением диапазона длин волн видимого света. Мы видим, что наибольшая мощность излучения, достигающего Земли, находится в видимом световом диапазоне с максимумом при длине волны около 500 нм, что соответствует сине-зеленому цвету. В солнечном излучении содержатся все длины волн видимого света, поэтому мы воспринимаем солнечный свет как белый.

Однако излучение Солнца выходит далеко за пределы этого диапазона. Оно также содержит ультрафиолетовое излучение, длина волны которого короче, чем у видимого света, и инфракрасное излучение, длина волны которого больше, чем у видимого света.

Кривая спектрального распределения солнечного излучения
Рис. 6. Кривая спектрального распределения солнечного излучения – зависимость интенсивности излучения от длины волны

В начале 19 века в спектре солнечного света были обнаружены темные полосы. Они были названы линиями Фраунгофера в честь их первооткрывателя. Некоторые из линий Фраунгофера показаны на рис. 7. Сегодня мы знаем, что положение этих линий в спектре несет информацию о химическом составе солнечной атмосферы. Они были созданы, когда излучение прошло через атмосферу Солнца и содержащиеся в ней атомы поглотили фотоны с характерными для этих атомов длинами волн. Таким образом, для этих длин волн в солнечном спектре произошел разрыв (темная полоса).

Спектр солнечного света с видимыми линиями фраунгофера
Рис. 7. Спектр солнечного света с видимыми линиями Фраунгофера