Помогнете на развитието на сайта, споделяйки статията с приятели!
Спектърът на слънчевата светлина може да се възхищава в целия му блясък в оптичния и метеорологичен феномен - дъгата. Светлинните лъчи, преминаващи през малки водни капчици, окачени във въздуха, се пречупват под различни ъгли в зависимост от дължината на вълната на светлината. В резултат на това бялата светлина се разлага на отделни цветове и в небето се образува многоцветна дъга (фиг. 1.).
Ориз. 1. Дъга
Слънцето е светлината, идваща от слънцето към повърхността на Земята. Светлината е видимата част от електромагнитното излъчване, възприемано от човешкото око.
Електромагнитната вълна, която представлява пространствено разпространяващо се смущение на електромагнитното поле, се характеризира с:
- честота ν, която е броят на пълните промени на магнитното и електрическото поле за секунда, изразени в херци (Hz),
- дължина на вълната λ, която е разстоянието между съседни точки, където електрическото и магнитното поле са във фаза.
Тези величини са свързани: колкото по-висока е честотата, толкова по-къса е дължината на вълната: ν=c / λ, където c е скоростта на светлината, която е приблизително 3108m/ c.
Видимата светлина е тесен диапазон от дължини на вълните от 3,810-7m до 7,510-7 m (т.е. от 380 до 750 nm). Електромагнитното лъчение с дължина на вълната над 750 nm, невидимо за хората, се нарича инфрачервено лъчение, а лъчението с дължина на вълната под 380 nm се нарича ултравиолетово лъчение.
Можем да разделим източниците на светлина в няколко категории, включително топлинно лъчение, синхротронно лъчение и лъчение, излъчвано от електрони в атом или твърдо вещество. Източниците на топлинна светлина включват: звезди, електрически крушки, халогенни лампи, дъгови лампи и пламъци. Източниците на светлина също могат да бъдат синхротронни (синхротронно лъчение) и диоди, излъчващи светлина (LED), флуоресцентни лампи, живачни лампи, кварцови лампи, мазер и лазер (като електронно лъчение).
Възприемаме слънчевата светлина като бяла светлина. Ако тази светлина премине през призма, тя се разделя на различни цветове (фиг. 2.). Всеки цвят съответства на различна дължина на електромагнитната вълна: от 380 nm за виолетова светлина до 750 nm за червена. Разделяйки бялата светлина на отделни цветове, получаваме спектъра на бялата светлина (фиг. 3.).
Характеристики.
Спектърът на слънчевата светлина е записано изображение на радиация, разпределена върху различни дължини на вълната.
Ориз. 2. Светлината се разделя на отделни цветове в призма, създавайки спектър от бяла светлина
Ориз. 3. Спектър на бялата светлина
Приблизителните диапазони на дължина на вълната за отделните цветове са както следва:
- лилаво 380-430nm;
- синьо 430-500 nm;
- зелено 500-570nm;
- жълто 570-620 nm;
- червено 620-750 nm.
Откритието, че бялата светлина се състои от светлина с различни цветове, принадлежи на Нютон, който през 17 век за пръв път разделя слънчевата светлина в призма, получавайки многоцветен спектър. Нютон също показа, че когато разделената светлина се комбинира с леща и втора призма, отново се получава бяла светлина.
Разлагането на слънчевата светлина при преминаване през границите на две среди се дължи на факта, че индексът на пречупване за дадена среда варира в зависимост от дължината на вълната - има най-малка стойност за червената светлина и най-голяма за виолетовата.Според закона за пречупване на светлината: sin α / sin β=n, където α е ъгълът на падане, β е ъгълът на пречупване, n е индексът на пречупване, - виолетовият лъч ще се отклони повече от червения ( Фиг. 4.).
Ориз. 4. Ъгълът на пречупване зависи от стойността на коефициента на пречупване. За виолетовата светлина ъгълът на пречупване βfе по-малък отколкото за червената светлина βc
Разлагането на бялата светлина показва от какви цветове се състои светлината, но не дава информация за силата на излъчване във всички последователни места от цветовия спектър. За по-задълбочено изследване на емисионния спектър е необходимо да се премести сензор, като фотоклетка, по спектъра, за да се измери мощността за всяка дължина на вълната. Измереното количество лъчиста енергия в определени диапазони от дължини на светлинните вълни λ прави възможно построяването на крива на спектрално разпределение (фиг. 5.).
Ориз. 5. Крива на спектрално разпределение
Кривата на спектралното разпределение показва измереното количество радиационна енергия в определени спектрални диапазони.
На фиг. 6 показва кривата на спектралното разпределение на слънчевата радиация. Вертикалната ос показва интензитета на излъчване, I, за интервал от дължина на вълната ( λ, λ + Δλ ).
Интензитетът на излъчване (или мощността на излъчване) е енергията, излъчена за единица време за единица телесен ъгъл. Хоризонталната ос показва дължината на вълната на излъчване λ с обозначението на обхвата на дължината на вълната на видимата светлина. Виждаме, че най-голямата мощност на радиация, достигаща Земята, е във видимата светлина с максимум при дължина на вълната около 500 nm, което съответства на синьо-зелен цвят. Слънчевата светлина съдържа всички дължини на вълните на видимата светлина, така че ние възприемаме слънчевата светлина като бяла.
Въпреки това радиацията на Слънцето излиза далеч извън този диапазон. Той също така съдържа ултравиолетова светлина, която има по-къса дължина на вълната от видимата светлина, и инфрачервена светлина, която има по-голяма дължина на вълната от видимата светлина.
Ориз. 6. Кривата на спектралното разпределение на слънчевата радиация - зависимостта на интензитета на радиацията от дължината на вълната
В началото на 19 век бяха открити тъмни ивици в спектъра на слънчевата светлина. Те са наречени линии на Фраунхофер на името на техния откривател. Някои от линиите на Фраунхофер са показани на фиг. 7. Днес знаем, че позицията на тези линии в спектъра носи информация за химичния състав на слънчевата атмосфера. Те са създадени, когато радиацията преминава през атмосферата на Слънцето и съдържащите се в нея атоми поглъщат фотони с характерни за тези атоми дължини на вълната. По този начин, за тези дължини на вълните, се появи прекъсване (тъмна лента) в слънчевия спектър.
Ориз. 7. Спектър на слънчева светлина с видими линии на Фраунхофер