ΦΥΣΙΚΗ ΤΗΣ ΑΤΜΟΣΦΑΙΡΑΣ ΣΗΜΕΙΩΣΕΙΣ

Transcript

1 ΑΡΙΣΤΟΤΕΛΕΙΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ ΕΡΓΑΣΤΗΡΙΟ ΦΥΣΙΚΗΣ ΤΗΣ ΑΤΜΟΣΦΑΙΡΑΣ ΦΥΣΙΚΗ ΤΗΣ ΑΤΜΟΣΦΑΙΡΑΣ ΣΗΜΕΙΩΣΕΙΣ Αλκιβιάδη Μπάη, Καθηγητή ΑΠΘ Δημήτρη Μπαλή, Επίκ. Καθηγητή ΑΠΘ Κλεαρέτης Τουρπάλη, Επίκ. Καθηγήτριας ΑΠΘ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗ 11

2

3 ΜΕΡΟΣ Ι Η ΗΛΙΑΚΗ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑ ΣΤΗΝ ΑΤΜΟΣΦΑΙΡΑ 3

4 4

5 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 Η ηλιακή ακτινοβολία στην ατμόσφαιρα 1.1 Εισαγωγή Από μία σκοπιά το φως ένα από τα πιο οικεία φαινόμενα στη ζωή μας. Βλέπουμε επειδή έχουμε τα κατάλληλα όργανα (τα μάτια μας) που αισθάνονται την ένταση (φωτεινότητα) και το μήκος κύματος (χρώμα) του φωτός. Επίσης αισθανόμαστε το φως (γενικότερα την ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία) με διάφορους άλλους τρόπους. Παραδείγματος χάριν, αισθανόμαστε την ακτινοβολούμενη θερμότητα όταν βρισκόμαστε κοντά σε ένα θερμό αντικείμενο, επειδή το δέρμα μας αντιδρά στην υπέρυθρη ακτινοβολία. Γενικότερα, αντιλαμβανόμαστε σχεδόν τα πάντα για τον κόσμο γύρω μας από την αλληλεπίδραση των διαφόρων αντικειμένων με την ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία. Με τον όρο φως εννοούμε την ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία που μπορούμε να δούμε με τα μάτια μας. Συχνά, ο όρος χρησιμοποιείται λίγο ευρύτερα, για να περιλάβει την ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία που βρίσκεται λίγο έξω από την περιοχή που μπορούμε να δούμε, δηλαδή την υπεριώδη και την υπέρυθρη ακτινοβολία. Ο όρος ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία αναφέρεται σε ένα φυσικό φαινόμενο που περιγράφει τη μεταφορά ενέργειας από μια θέση σε μια άλλη, και χαρακτηρίζεται από ένα ηλεκτρικό και ένα μαγνητικό πεδίο. Εναλλακτικά, η ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία μπορεί να θεωρηθεί ότι αποτελείται από σωματίδια, τα φωτόνια, τα οποία μεταφέρουν ενέργεια σε ευθείες διαδρομές μέσα στο χώρο. Γενικά η ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία χαρακτηρίζεται από τις εξής ιδιότητες: Καθώς κινούνται μέσα στο χώρο, τα φωτόνια μεταφέρουν ηλεκτρικά και μαγνητικά πεδία που ταλαντεύονται σε μια ορισμένη συχνότητα. Για αυτόν τον λόγο, περιγράφουμε συχνά την ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία σαν ηλεκτρομαγνητικό κύμα. Το στιγμιαίο ηλεκτρομαγνητικό πεδίο σε ένα σημείο στο χώρο ταλαντεύεται ημιτονοειδώς με το χρόνο, καθώς ένα φωτόνιο περνά από αυτό το σημείο. Ένα ηλεκτρομαγνητικό κύμα μπορεί να χαρακτηριστεί με οποιοδήποτε από τα παρακάτω μεγέθη: συχνότητα (ν), περίοδος (), μήκος κύματος (λ), κυματάριθμος (k) ή ενέργεια (hν ή Ε). Όταν είναι γνωστό οποιοδήποτε από αυτά τα μεγέθη, όλα τα άλλα μπορούν να υπολογιστούν. Το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα είναι το σύνολο ηλεκτρομαγνητικών ακτινοβολιών όλων των πιθανών μηκών κύματος. Διαιρείται στις ακόλουθες βασικές φασματικές περιοχές: 5

6 ακτίνες γάμα, ακτίνες X, υπεριώδες, ορατό, υπέρυθρο, και ραδιοκύματα. Μερικές από αυτές τις περιοχές συνήθως υποδιαιρούνται και σε μικρότερες υποπεριοχές. Όλα τα ηλεκτρομαγνητικά κύματα είναι παρόμοια μεταξύ τους. Το μόνο που διακρίνει τα ηλεκτρομαγνητικά κύματα σε διάφορες περιοχές είναι το είδος των αλληλεπιδράσεών τους με την ύλη Βασικές αρχές της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας Η ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία μεταφέρει ενέργεια μέσα στο χώρο (π.χ., από τον ήλιο στο άνω όριο της γήινης ατμόσφαιρας). Αυτή αποτελείται από τα φωτόνια, μεμονωμένα πακέτα ενέργειας, που κινούνται στο κενό σε ευθείες διαδρομές με την ταχύτητα του φωτός (c = m s -1, ενώ κινούνται ελάχιστα πιο αργά μέσα στον αέρα, το νερό, το γυαλί, ή άλλα μέσα. Τα φωτόνια συνοδεύονται από ηλεκτρικά και μαγνητικά πεδία, τα οποία ταλαντεύονται καθώς τα φωτόνια κινούνται στο χώρο. Το κατά πόσο θα περιγράφουμε την ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία με την κυματική ή τη σωματιδιακή της ιδιότητα σε κάποια δεδομένη στιγμή εξαρτάται απλώς από το ποια ιδιότητα είναι καταλληλότερη για το συγκεκριμένο φαινόμενο που συζητούμε. Εάν σχεδιάσουμε το μέγεθος του ηλεκτρικού ή του μαγνητικού πεδίου ενός φωτονίου σαν συνάρτηση του χρόνου (ή της απόστασης που διανύει) θα σχηματιστεί μια ημιτονοειδής κυματομορφή. Τα κύματα του ηλεκτρικού και του μαγνητικού πεδίου ταλαντώνονται κάθετα το ένα στο άλλο και κάθετα στη διεύθυνση διάδοσης του κύματος, έχουν δε την ίδια φάση. Αν x είναι η διεύθυνση κίνησης του φωτονίου και y η διεύθυνση του ηλεκτρικού πεδίου, κατά την κίνηση του φωτονίου προς τα εμπρός το διάνυσμα του ηλεκτρικού πεδίου διαγράφει μια ημιτονοειδή κυματομορφή στο επίπεδο x-y. Το διάνυσμα του μαγνητικού πεδίου ταλαντώνεται στο επίπεδο x-z και είναι κάθετο στη διεύθυνση κίνησης του φωτονίου και στο διάνυσμα του ηλεκτρικού πεδίου. Το πλάτος του ηλεκτρικού πεδίου (Ε) και του μαγνητικού πεδίου (B) είναι απευθείας ανάλογα μεταξύ Σχήμα 1.1 Επίπεδα πολωμένο ηλεκτρομαγνητικό κύμα πλάτους Α και μήκους κύματος λ. τους. Η ενέργεια ακτινοβολίας, που παράγεται αρχικά κατά τις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στον ήλιο, μεταφέρεται στη γη με ηλεκτρομαγνητικά κύματα. Παρότι τα 6

7 ηλεκτρομαγνητικά κύματα μπορεί να πολωθούν κατά διάφορους τρόπους, ας θεωρήσουμε αρχικά την απλούστερη μορφή, δηλαδή ένα επίπεδα πολωμένο κύμα (Σχήμα 1.1). Το υψηλότερο σημείο σε ένα κύμα καλείται κορυφή και το χαμηλότερο σημείο κοιλία. Το μέγεθος της ταλάντωσης (δηλαδή η απόσταση μιας κορυφής ή κοιλίας από τη θέση ηρεμίας) εκφράζεται με το πλάτος (Α) του κύματος. Ο χρόνος που απαιτείται για να φθάσει μία κορυφή (κοιλία) στη θέση της επόμενης ονομάζεται περίοδος () και μετράται σε δευτερόλεπτα (s). To αντίστροφο της περιόδου είναι η συχνότητα (ν). Η συχνότητα και η περίοδος συνδέονται με τη σχέση: ν = 1/ Η συχνότητα μπορεί να θεωρηθεί ως ο αριθμός των κορυφών ή κοιλιών ενός κύματος που περνούν από μια σταθερή θέση στη μονάδα του χρόνου και μετράται σε κύκλους ανά δευτερόλεπτο ή απλώς s -1. Η απόσταση μεταξύ δύο διαδοχικών κορυφών (ή κοιλιών) ονομάζεται μήκος κύματος (λ) και μπορεί να εκφραστεί σαν: όπου c είναι η ταχύτητα του φωτονίου. λ = c/ν Από αυτή την εξίσωση προκύπτει ότι όσο μεγαλύτερη είναι η συχνότητα ενός ηλεκτρομαγνητικού κύματος, τόσο μικρότερο είναι το μήκος κύματος. Μπορούμε επίσης να περιγράψουμε το μήκος ενός κύματος με τον κυματάριθμο (k) μέσω της σχέσης: k = π/λ Ο κυματάριθμος αντιπροσωπεύει τον αριθμό των κυμάτων, μετρούμενο σε ακτίνια, τα οποία χωρούν ακριβώς σε μια δεδομένη απόσταση, π.χ., 1 μέτρο. Όσο μεγαλύτερος είναι ο κυματάριθμος τόσο μικρότερο είναι το μήκος κύματος. Έτσι οποιοδήποτε φωτόνιο και το ηλεκτρομαγνητικό του κύμα μπορούν να χαρακτηριστούν από μια συγκεκριμένη ταχύτητα (c), μήκος κύματος (λ) ή κυματάριθμο (k), και περίοδο () ή συχνότητα (ν). Η ενέργεια (E) ενός φωτονίου είναι απευθείας ανάλογη της συχνότητάς του και αντιστρόφως ανάλογη του μήκους κύματος: Ε = hν = hc/λ όπου h είναι η σταθερά του Planck. Αν γνωρίζουμε την ενέργεια, το μήκος κύματος ή τη συχνότητα ενός ηλεκτρομαγνητικού κύματος μπορούμε να υπολογίσουμε τις άλλες δύο παραμέτρους. Όσο μεγαλύτερη είναι η συχνότητα (ή όσο μικρότερο είναι το μήκος κύματος) των ηλεκτρομαγνητικών κυμάτων των φωτονίων, τόσο πιο ενεργό είναι το φωτόνιο. Στις πειραματικές μετρήσεις συνήθως επιλέγουμε να προσδιορίσουμε το μήκος κύματος και την ενέργεια, τα οποία είναι ευκολότερο να μετρηθούν από ότι η συχνότητα Το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα Το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα είναι η κατανομή της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας ανάλογα με την ενέργεια. Η ενέργεια των φωτονίων καλύπτει θεωρητικά ένα πολύ μεγάλο 7

8 Συχνότητα (Hz) Ακτίνες γ Μήκος Κύματος Ακτίνες Χ UV-C UV-B UV-A Υπεριώδες Ορατό Κοντινό IR Υπέρυθρο Θερμικό IR Μακρυνό IR Μικροκύματα Ραντάρ Ραδιοκύματα Μεγάλα μ. κ. Σχήμα 1.: Το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα, και οι διάφορες φασματικές περιοχές στις οποίες διαχωρίζεται. εύρος τιμών. Φυσικά, για οποιαδήποτε δεδομένη ενέργεια τα φωτόνια θα έχουν μια καθορισμένη συχνότητα και ένα καθορισμένο μήκος κύματος. Έτσι κατά τη συζήτηση συγκεκριμένων φαινομένων μπορούμε να θεωρήσουμε το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα σαν ένα εύρος ενεργειών, εύρος μηκών κύματος, ή εύρος συχνοτήτων, ανάλογα με την προτίμησή μας ή την παράδοση. Δεδομένου ότι παραδοσιακά στη μελέτη του ορατού φωτός χρησιμοποιείται το μήκος κύματος, αυτή είναι και η φυσική παράμετρος που κατά κύριο λόγο θα χρησιμοποιούμε στο εξής. Η ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία μπορεί να έχει άπειρο αριθμό πιθανών μηκών κύματος. Προκύπτει ότι ακτινοβολίες που έχουν παρόμοια μήκη κύματος προκαλούν παρόμοιες αλληλεπιδράσεις με την ύλη, ενώ συνήθως ακτινοβολίες των οποίων τα μήκη κύματος είναι πολύ διαφορετικά (κατά έναν παράγοντα 1 ή και περισσότερο) αλληλεπιδρούν διαφορετικά με τη ύλη. Γι αυτό θεωρήθηκε κατάλληλο να διαιρεθεί το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα σε χωριστές φασματικές περιοχές, ανάλογα με τις αλληλεπιδράσεις της ακτινοβολίας κάθε περιοχής με την ύλη (Σχήμα 1.). Στις επόμενες παραγράφους γίνεται μία σύντομη περιγραφή των διαφόρων φασματικών περιοχών. 8

9 Ακτίνες γάμα Τα ηλεκτρομαγνητικά κύματα με την υψηλότερη ενέργεια (ή με την υψηλότερη συχνότητα ή με το μικρότερο μήκος κύματος) είναι οι ακτίνες γάμα. Οι ακτίνες γάμα παράγονται κατά τις πυρηνικές αντιδράσεις. Όταν διαπερνούν την ύλη, προκαλούν την απόσπαση ηλεκτρονίων από τα άτομα και τα μόρια, δημιουργώντας έτσι ιόντα. Για αυτόν τον λόγο, οι ακτίνες γάμα μερικές φορές αναφέρονται και σαν ιονίζουσα ακτινοβολία. Τα ιόντα που παράγονται είναι πολύ δραστικά και αντιδρούν εύκολα με άλλα μόρια, με αποτέλεσμα να μην επιστρέφουν στην κατάσταση που ήταν πριν την έκθεσή τους τις ακτίνες γάμα. Αυτός είναι και λόγος, για τον οποίο η έκθεση των ζώντων οργανισμών στην ιονίζουσα ακτινοβολία μπορεί να οδηγήσει σε καταστρεπτικά αποτελέσματα από την αμετάκλητη ζημία που προκαλείται στα βιολογικά μόρια. Για τον άνθρωπο αυτό μπορεί να είναι είτε ωφέλιμο, όπως όταν εκτίθενται προϊόντα τροφίμων σε ακτίνες γάμα για να καταστραφούν διάφορα μικρόβια, είτε βλαβερό, όταν η ακτινοβολία καταστρέφει βιολογικούς ιστούς στο ανθρώπινο σώμα Ακτίνες X Η περιοχή των αμέσως μεγαλύτερων μηκών κύματος (ή αμέσως μικρότερων συχνοτήτων και μικρότερων ενεργειών) είναι αυτή των ακτίνων X, οι οποίες μπορούν να παραχθούν κατά τις πυρηνικές αντιδράσεις, αλλά και από τον βομβαρδισμό μεταλλικών επιφανειών με ταχύτατα κινούμενα ηλεκτρόνια. Είναι γνωστό ότι ακτίνες Χ παράγονται επίσης και στην επιφάνεια του ήλιου, κοντά στις περιοχές των ηλιακών εκλάμψεων, αλλά και από την πολύ θερμότερη χρωμόσφαιρα. Οι ακτίνες X είναι επίσης ιονίζουσα ακτινοβολία, αλλά έχουν χαμηλότερη ισχύ από τις ακτίνες γάμα. Μπορούν να προκαλέσουν μεταπτώσεις των ηλεκτρονίων από μια χαμηλή ενεργειακή στάθμη σε μία άλλη υψηλής ενέργειας, χωρίς όμως να τα αποσπούν από το άτομο. Μπορούν επίσης να μεταβάλλουν την ενέργεια ενός ατομικού πυρήνα, χωρίς όμως να προκαλούν διάσπαση του πυρήνα. Οι ακτίνες X εκτρέπονται από τα ηλεκτρόνια και τους ατομικούς πυρήνες, και αυτό τις καθιστά χρήσιμες στην ιατρική απεικόνιση και στην έρευνα της ακριβούς δομής των μορίων (κρυσταλλογραφία ακτίνων X). Τόσο οι ακτίνες X όσο και οι ακτίνες γάμα παράγονται κατά τη διάρκεια αστροφυσικών διεργασιών στους αστέρες και τους γαλαξίες, και αποτελούν ένα μέρος των κοσμικών ακτίνων οι οποίες βομβαρδίζουν συνεχώς τη γη Υπεριώδης ακτινοβολία Έχοντας μικρότερη ενέργεια από τις ακτίνες X, η υπεριώδης ακτινοβολία (UV, ultraviolet) προκαλεί, και παράγεται από, μεταβολές στην ενέργεια των ηλεκτρονίων μέσα στα άτομα και τα μόρια. Εκπέμπεται επίσης ως ακτινοβολία μέλανος σώματος από πολύ θερμά σώματα, όπως οι αστέρες. Η υπεριώδης ακτινοβολία μπορεί να προκαλέσει διάσπαση των μορίων, και είναι μια ήπια ιονίζουσα ακτινοβολία, συγκρινόμενη με τις ακτίνες γάμα και τις ακτίνες X. Μέσω αυτών των διαδικασιών, η υπεριώδης ακτινοβολία μπορεί να προκαλέσει βλάβες στους βιολογικούς οργανισμούς. Ίσως ο σημαντικότερος ρόλος της υπεριώδους ακτινοβολίας στην ατμόσφαιρα είναι η ικανότητά της να προκαλεί διάσπαση 9

10 διαφόρων μορίων, συμμετέχοντας ενεργά στην ατμοσφαιρική χημεία και καθορίζοντας έτσι σε μεγάλο βαθμό τη σύσταση της ατμόσφαιρας. Αν και ο ήλιος εκπέμπει μεγάλες ποσότητες υπεριώδους ακτινοβολίας, η γήινη επιφάνεια προστατεύεται αποτελεσματικά από το οξυγόνο και το όζον της γήινης ατμόσφαιρας, τα οποία εξασθενίζουν την υπεριώδη ακτινοβολία. Η υπεριώδης περιοχή υποδιαιρείται περαιτέρω σε τρεις υποπεριοχές Α, Β, και C (Σχήμα 1.): Η ακτινοβολία UV-A (315-4 nm) δεν απορροφάται σημαντικά ούτε από το οξυγόνο ούτε από το όζον, και έτσι μεγάλο μέρος της ακτινοβολίας UV-A που προσπίπτει στο άνω όριο της ατμόσφαιρας φθάνει στη γήινη επιφάνεια. Η ακτινοβολία UV-B (8-315 nm) απορροφάται ισχυρά από το όζον και έτσι μόνο ένα μικρό μέρος της φθάνει στη γήινη επιφάνεια, ανάλογα με την ποσότητα του όζοντος που υπάρχει στην ατμόσφαιρα κατά τη διαδρομή της ακτινοβολίας στην δεδομένη στιγμή. Η ακτινοβολία UV-C (1 8 nm) απορροφάται ισχυρά από το οξυγόνο και το όζον, έτσι ώστε αυτή να φιλτράρεται σχεδόν ολοκληρωτικά από την ατμόσφαιρα και πρακτικά να μην φθάνει καθόλου ακτινοβολία από αυτή τη φασματική περιοχή στο έδαφος Ορατή ακτινοβολία Σε ελάχιστα μεγαλύτερα μήκη κύματος από την υπεριώδη ακτινοβολία, υπάρχει μια στενή περιοχή του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος όπου συμβαίνει η ακτινοβολία να έχει ακριβώς τη σωστή ενέργεια για να αλληλεπιδράσει με ορισμένα μόρια στον αμφιβληστροειδή του ματιού για να μας δώσει την όραση, και γι αυτό ονομάζεται ορατή περιοχή (VIS, visible) του φάσματος. Συμβαίνει επίσης να συμπίπτει με την περιοχή των μηκών κύματος στην οποία ο ήλιος εκπέμπει τη μεγαλύτερη ποσότητα ενέργειας ακτινοβολίας. Η ορατή ακτινοβολία δεν ιονίζει. Σχεδόν όλες οι αλληλεπιδράσεις της με τα άτομα και τα μόρια οδηγούν μόνο στην μεταβολή της ενέργειας των ηλεκτρονίων, τα οποία όμως εξακολουθούν να παραμένουν συνδεδεμένα με τα μόριά τους. Το γεγονός ότι διαφορετικά υλικά απορροφούν φωτόνια διαφορετικής ενέργειας οδηγεί στην αντίληψη ότι αυτά τα υλικά έχουν διαφορετικά χρώματα. Το ανθρώπινο μάτι είναι ευαίσθητο στην ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία με μήκη κύματος μεταξύ περίπου 4 nm και 7 nm. Όλα τα χρώματα που βλέπουμε στο ουράνιο τόξο (από ιώδες έως το ερυθρό) βρίσκονται σε αυτή τη φασματική περιοχή. Τα μικρότερα μήκη κύματος (μεγαλύτερη ενέργεια φωτονίων) γίνονται αντιληπτά σαν ιώδες χρώμα, ενώ τα μεγαλύτερα (μικρότερη ενέργεια φωτονίων) σαν ερυθρό. Είναι ενδιαφέρον ότι μερικά ζωικά είδη μπορούν να δουν σε μικρότερα ή/και μεγαλύτερα μήκη κύματος από ότι μπορούν οι άνθρωποι. Οι μέλισσες βλέπουν μακρύτερα στο υπεριώδες, και αυτό τις βοηθά τόσο στην αναγνώριση λουλουδιών, όσο και στον προσανατολισμό τους. Τα κουνούπια βλέπουν μακρύτερα στην υπέρυθρη περιοχή, πράγμα που τα βοηθά να εντοπίζουν θερμόαιμα ζώα. 1

11 Υπέρυθρη ακτινοβολία Μετά το τέλος της ορατής περιοχής τοποθετείται η υπέρυθρη περιοχή (IR, infra-red) του φάσματος. Τα υπέρυθρα φωτόνια έχουν ενέργειες που είναι πολύ μικρές για να μεταβάλλουν τις ενέργειες των ηλεκτρονίων στα μόρια. Άντ αυτού, η υπέρυθρη ακτινοβολία τείνει να μεταβάλλει την παλμική ή περιστροφική κατάσταση των μορίων, δηλαδή το πόσο γρήγορα τα άτομα ενός μορίου πάλλονται ή περιστρέφονται. Όταν τα μόρια απορροφούν υπέρυθρη ακτινοβολία, τα άτομά τους κινούνται ταχύτερα, και έτσι παρατηρείται τοπική αύξηση της θερμοκρασίας. Οι λαμπτήρες θερμότητας λειτουργούν με αυτή την αρχή. Η μεταφορά της θερμότητας από την (υπέρυθρη) ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία ονομάζεται συχνά θερμική ακτινοβολία Ραδιοκύματα Σε ακόμη μεγαλύτερα μήκη κύματος βρίσκονται τα ραδιοκύματα. Από το όνομά τους γίνεται εμφανές ότι αυτή η περιοχή του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος χρησιμοποιείται στις ραδιοεπικοινωνίες, καθώς επίσης και για τη λειτουργία της τηλεόρασης και των ραντάρ. Η περιοχή των ραδιοκυμάτων καταλαμβάνει ένα εύρος μηκών κύματος, το οποίο υποδιαιρείται συνήθως σε μικρότερα (UHF, VHF, τηλεόραση, ραντάρ, μικροκύματα, κύματα χιλιοστών, κ.λ.π.), ανάλογα με το πως μπορούν να χρησιμοποιηθούν. Αυτό καθορίζεται κατά ένα μεγάλο βαθμό από τις διαφορές στον τρόπο διάδοσης των κυμάτων αυτών μέσω της ατμόσφαιρας. Για να συνοψίσουμε, το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα (το εύρος όλων των πιθανών μηκών κύματος της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας) υποδιαιρείται συνήθως σε διάφορες περιοχές. Δεν υπάρχει καμία θεμελιώδης διαφορά στο είδος της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας που ανήκει στη μία ή την άλλη περιοχή. Οι διαφορές καθορίζονται περισσότερο από τις επιδράσεις που προκαλεί η ακτινοβολία κάθε περιοχής στην ύλη. Συνήθως, χρησιμοποιούμε τον όρο φως μόνο όταν αναφερόμαστε στην ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία που ανήκει στην υπεριώδη, την ορατή και την υπέρυθρη περιοχή του φάσματος. Αυτές είναι οι περιοχές στις οποίες η ηλιακή ακτινοβολία είναι μέγιστη, και στις οποίες η ηλιακή ακτινοβολία παρουσιάζει την μέγιστη επίδραση στη γη και την ατμόσφαιρά της. Στον Πίνακας 1 παρουσιάζονται οι διάφορες περιοχές που υποδιαιρείται το ηλιακό φάσμα, η συνολική πυκνότητα ροής που φθάνει στο όριο της ατμόσφαιρας για την κάθε περιοχή και το ποσοστό επί του συνόλου, δηλαδή επί της ηλιακής σταθεράς. Πίνακας 1. Περιοχές του ηλιακού φάσματος που φθάνει στο άνω όριο της ατμόσφαιρας της Γης. Περιοχή Φασματικό εύρος Πυκνότητα ροής (W m - ) Ποσοστό του φάσματος (%) UV-C < 8 nm 6.5 UV-B nm UV-A nm ΟΡΑΤΟ 4 7 nm ΥΠΕΡΥΘΡΟ > 7 nm ΗΛΙΑΚΗ ΣΤΑΘΕΡΑ

12 1. Η φύση του φωτός που ακτινοβολεί ο Ήλιος Η ακτινοβολία που φθάνει στο άνω όριο της γήινης ατμόσφαιρας προέρχεται σχεδόν εξ ολοκλήρου από τον ήλιο. Στα επόμενα θα περιγράψουμε το φάσμα της ηλιακής ακτινοβολίας, και θα εξετάσουμε τα αίτια της εξάρτησης του φάσματος από το μήκος κύματος. Θα συζητήσουμε επίσης το πώς το ηλιακό φάσμα μεταβάλλεται με το χρόνο. Ο ήλιος είναι ένα αρκετά τυπικό άστρο. Εξετάζοντας οποιονδήποτε γαλαξία, ή ακόμη και περιοχές του διαστήματος που είναι πιο κοντά σε μας διαπιστώνουμε την ύπαρξη εκατοντάδων αστέρων που είναι παρόμοιοι με τον ήλιο, από άποψη μάζας, ποσοστού παραγωγής ενέργειας, και χημικής σύνθεσης. Στον πυρήνα του ήλιου η θερμοκρασία είναι πολύ υψηλή, περίπου Kelvin. Η βαρυτική έλξη του πυρήνα του ήλιου που εξασκείται στα υλικά που βρίσκονται γύρω του προκαλεί πολύ υψηλή πίεση μέσα στον πυρήνα. Σε αυτές τις μεγάλες θερμοκρασίες και πιέσεις, οι πυρήνες των ατόμων συγκρούονται μεταξύ τους με πολύ υψηλή ταχύτητα. Μερικές από αυτές τις συγκρούσεις οδηγούν κάποιους πυρήνες σε σύντηξη, διαμορφώνοντας έτσι έναν βαρύτερο πυρήνα με παράλληλη απώλεια ενέργειας, συχνά υπό μορφή ακτίνων γάμα. Όπως προαναφέρθηκε, οι ακτίνες γάμα είναι φωτόνια με πολύ υψηλή ενέργεια. Επειδή το υλικό στο εσωτερικό του ήλιου είναι πολύ πυκνό, οι ακτίνες γάμα συγκρούονται συχνά με τους πυρήνες και τα ηλεκτρόνια που βρίσκονται σε αυτό το μέσο και μέσω μιας φυσικής διεργασίας που ονομάζεται σκέδαση Comton, μετατρέπονται σε χαμηλότερης ενέργειας ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία μεταδίδοντας πρόσθετη κινητική ενέργεια στα μόρια (δηλαδή κάνοντας τα θερμότερα). Ως εκ τούτου, καθώς οι ακτίνες γάμα διαδίδονται από τον πυρήνα του ήλιου προς τα έξω, η ενέργεια τους μειώνεται σταδιακά από τις διαδοχικές συγκρούσεις, αποτιθέμενη στα ηλεκτρόνια και τους πυρήνες που συναντούν. Αυτό αυξάνει τη θερμοκρασία του υλικού του άστρου. Όταν οι ακτίνες γάμα φτάσουν στο εξωτερικό μέρος του ήλιου, τα περισσότερα από τα φωτόνια έχουν ενέργεια που είναι συγκρίσιμη με την κινητική ενέργεια των μορίων που βρίσκονται εκεί. Το φάσμα της εξερχόμενης ακτινοβολίας από την ηλιακή επιφάνεια έχει μια αρκετά ομαλή κατανομή ως προς το μήκος κύματος, τυπικό ενός μέλανος σώματος σε θερμοκρασία περίπου 57 Κ. Όμως επάνω από την επιφάνειά του, ο ήλιος έχει μια ατμόσφαιρα ατόμων, ιόντων, και περιστασιακά μορίων, τα οποία απορροφούν μέρος της εξερχόμενης ακτινοβολίας, επιλεκτικά σε κάποια μήκη κύματος, ενώ σε κάποια άλλα μήκη κύματος προσθέτουν ακτινοβολία μέσω εκπομπής, κάνοντας το φάσμα της ακτινοβολίας που φθάνει στη γήινη ατμόσφαιρα πολύ σύνθετο. Μελετώντας τώρα το φάσμα που ακτινοβολεί ο ήλιος, μπορούμε να μάθουμε πολλά για τη χημική σύσταση της ατμόσφαιράς του, ακριβώς επειδή τα διάφορα συστατικά απορροφούν ή εκπέμπουν επιλεκτικά σε ορισμένα μήκη κύματος ή σε στενές φασματικές περιοχές. Η περισσότερη ενέργεια ακτινοβολίας μέλανος σώματος που εκπέμπει ο ήλιος περιέχεται μεταξύ nm και 1 nm και διαμορφώνεται από τις χαρακτηριστικές απορροφήσεις της ατμόσφαιράς του. Εκτός αυτής ο ήλιος εκπέμπει επίσης ισχυρή ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία στις περιοχές των ακτίνων X και των ραδιοκυμάτων. Οι ακτίνες X 1

13 προέρχονται συνήθως από τις περιοχές των μεγάλων ηλιακών εκλάμψεων. Η ακτινοβολία ραδιοκυμάτων παράγεται από τις έντονες αλληλεπιδράσεις του ισχυρού μαγνητικού πεδίου του ήλιου με τα φορτισμένα σωμάτια (ιόντα και ελεύθερα ηλεκτρόνια) της ατμόσφαιράς του. Η ενέργεια των ραδιοκυμάτων είναι μεγαλύτερη όταν υπάρχουν ηλιακές κηλίδες στην κοντινή προς τη Γη πλευρά του ήλιου. Η ακτινοβολία στην ορατή περιοχή του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος είναι αρκετά σταθερή από μέρα σε μέρα. Αντίθετα η εκπομπή των ακτίνων X και των ραδιοκυμάτων παρουσιάζει μεγάλες μεταβολές επειδή προέρχεται από τις πολυάριθμες και μεταβαλλόμενες καταιγίδες στην ηλιακή επιφάνεια. Στην περιοχή του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος που εκτείνεται από το υπεριώδες μέχρι το υπέρυθρο (UV-VIS-IR), το ηλιακό φάσμα αποτελείται από ένα ευρύ υπόβαθρο, οφειλόμενο στην ακτινοβολία μέλανος σώματος, το οποίο διαμορφώνεται από έναν πολύ μεγάλο αριθμό λεπτών χαρακτηριστικών γνωρισμάτων. Η συνολική ενέργεια που δέχεται η γή μπορεί να υπολογιστεί με καλή προσέγγιση λαμβάνοντας υπόψη μόνο το ευρύ υπόβαθρο. Δεδομένου όμως ότι οι περισσότερες από τις μετρήσεις που γίνονται με σκοπό την τηλεπισκόπηση εκμεταλλεύονται τη χαρακτηριστική δομή του φάσματος σε σχετικά στενές φασματικές περιοχές, είναι σημαντικό να γνωρίζουμε και την λεπτομερή δομή του ηλιακού φάσματος Γενικά χαρακτηριστικά της δομής του ηλιακού φάσματος Μεταξύ περίπου 1. nm (μακρινό υπέρυθρο) και 1 nm (μακρινό υπεριώδες), το φάσμα της πυκνότητας ροής ακτινοβολίας του ήλιου συμφωνεί σχετικά καλά (αν και όχι τέλεια) με αυτό ενός μέλανος σώματος στους 57 K. Αυτή είναι περίπου η θερμοκρασία της φωτόσφαιρας του ήλιου. Η απόκλιση από το ιδανικό φάσμα μέλανος σώματος οφείλεται σε πολλούς παράγοντες, που περιλαμβάνουν την απορρόφηση του φωτός από τα συστατικά της ηλιακής ατμόσφαιρας, και το γεγονός ότι η φωτόσφαιρα δεν είναι ομοιόμορφη, αλλά έχει μερικές θερμότερες και μερικές πιο κρύες περιοχές, έτσι ώστε να φαίνεται από τη γη σαν ένα σύνθετο φάσμα που προέρχεται από πολλά μελανά σώματα που καλύπτουν ένα εύρος διαφορετικών θερμοκρασιών. Περίπου 99% της συνολικής ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας που προέρχεται από τον ήλιο ανήκει στην περιοχή του υπεριώδους, του ορατού, και του υπέρυθρου. Το Σχήμα 1.3 απεικονίζει το φάσμα της ηλιακής ακτινοβολίας που προσπίπτει στο άνω όριο της γήινης ατμόσφαιρας, από 1 nm σε 1. nm, και μια ιδανική καμπύλη ακτινοβολίας μέλανος σώματος (ομαλή καμπύλη) που αντιστοιχεί σε θερμοκρασία 57 K. Στην πλευρά των μεγάλων μηκών κύματος, το φάσμα του ήλιου είναι πολύ κοντά σε αυτό του ιδανικού μέλανος σώματος. Στα μικρότερα των 7 nm περίπου μήκη κύματος, προεξέχουσες γραμμές απορρόφησης (που οφείλονται σε στοιχεία της ατμόσφαιρας του ήλιου) παρατηρούνται κάτω από την καμπύλη υποβάθρου του μέλανος σώματος. Από περίπου τα 8 nm και κάτω, παρατηρούνται ισχυρές μειώσεις στην ροή της ακτινοβολίας, με την πραγματική καμπύλη να βρίσκεται πολύ κάτω από την καμπύλη του μέλανος σώματος. Σε αυτήν την περιοχή, ένα μεγάλο ποσοστό της ακτινοβολίας που εκπέμπεται 13

14 Πυκνότητα ροής ακτινοβολίας (mw m - nm -1 ) Μήκος κύματος (nm) Σχήμα 1.3 Το ηλιακό φάσμα στο όριο της ατμόσφαιρας σε απόσταση 1 AU με την χαρακτηριστική του δομή λόγω απορροφήσεων ή εκπομπής ακτινοβολίας στην ηλιακή ατμόσφαιρα. Επίσης διακρίνεται η ακτινοβολία μέλανος σώματος 57 Κ (ομαλή καμπύλη). από τη φωτόσφαιρα απορροφάται σε διεργασίες που ιονίζουν άτομα στην ηλιακή ατμόσφαιρα. Έξω από αυτή τη φασματική περιοχή, τόσο στα μικρά μήκη κύματος (περιοχή ακτίνων X) όσο και στα μεγάλα (ραδιοκύματα), η ροή της ηλιακής ακτινοβολίας είναι αρκετά μεγαλύτερη από την αναμενόμενη από ένα ιδανικό μέλαν σώμα. Επιπλέον, η ροή της ακτινοβολίας και στα δύο άκρα μεταβάλλεται σημαντικά εφόσον προέρχεται κατά κύριο λόγο από τις ηλιακές κηλίδες και τις εκλάμψεις. Όπως θα δούμε στα επόμενα, ακτινοβολίες στην περιοχή των ραδιοκυμάτων (π.χ. στο μήκος κύματος 1.7 cm) χρησιμοποιούνται για την παρακολούθηση της ηλιακής δραστηριότητας. Αν και οι εκπομπές των ηλιακών ακτίνων X αντιστοιχούν σε λιγότερο από.1% της συνολικής ηλιακής ακτινοβολίας που φθάνει στην ατμόσφαιρα της γης, η επίδρασή τους στις ανώτατες περιοχές της ατμόσφαιρας, όπου και κατά κύριο λόγο απορροφώνται, είναι πολύ σημαντική. 1.. Λεπτομερής δομή του ηλιακού φάσματος Όταν μελετούμε το ηλιακό φάσμα σε υψηλή ανάλυση, αυτό εμφανίζεται περίπλοκο, με χαρακτηριστική δομή που περιλαμβάνει συχνή εναλλαγή μεγίστων και ελαχίστων. Το Σχήμα 1.4 παρουσιάζει το υπεριώδες τμήμα του φάσματος της ηλιακής ακτινοβολίας που προσπίπτει στο άνω μέρος της γήινης ατμόσφαιρας, όταν είναι η γη βρίσκεται σε απόσταση 1 αστρονομικής μονάδας (1 A.U.) από τον ήλιο. Το φάσμα μετρήθηκε σε υψηλή φασματική ανάλυση από το φασματοφωτόμετρο SUSIM, κατά την αποστολή ATLAS-3 του διαστημικού λεωφορείου. Η χαρακτηριστική δομή του φάσματος οφείλεται κατά κύριο λόγο σε απορρόφηση της ηλιακής ακτινοβολίας από άτομα, ιόντα, και σε μερικές περιπτώσεις, από μόρια, κατά τη διέλευσή της μέσα από την φωτόσφαιρα. Στις φασματικές περιοχές όπου συμβαίνει απορρόφηση η ροή της ηλιακής ακτινοβολίας που 14

15 ΠΥΚΝΟΤΗΤΑ ΡΟΗΣ (mw m - nm -1 ) ΜΗΚΟΣ ΚΥΜΑΤΟΣ (nm) Σχήμα 1.4 Το φάσμα της ηλιακής ακτινοβολίας στο όριο της ατμόσφαιρας για την περιοχή του υπεριώδους, όπως μετρήθηκε κατά την αποστολή ATLAS 3 του διαστημικού λεωφορείου. φθάνει στο άνω όριο της ατμόσφαιρας της Γης είναι μικρότερη από την αναμενόμενη ομαλή καμπύλη της ακτινοβολίας μέλανος σώματος. Κάθε χημικό συστατικό έχει το δικό του γραμμικό φάσμα απορρόφησης, και αυτές είναι οι γραμμές που εμφανίζονται στο ηλιακό φάσμα. Τα περισσότερα από τα μεμονωμένα χαρακτηριστικά γνωρίσματα που εμφανίζονται στην υπεριώδη και ορατή περιοχή του ηλιακού φάσματος αντιστοιχούν σε συγκεκριμένες ενεργειακές μεταπτώσεις των ηλεκτρονίων κάποιου συγκεκριμένου συστατικού. Με αυτό τον τρόπο κατέστη δυνατόν να προσδιοριστεί η χημική σύσταση της ηλιακής ατμόσφαιρας με πολύ μεγάλη ακρίβεια. Διαφορετικά άστρα έχουν διαφορετική ατμοσφαιρική σύσταση, και ως εκ τούτου εκπέμπουν διαφορετικά φάσματα ακτινοβολίας. Τα πλέον αξιόλογα στοιχεία που βρίσκονται στην ηλιακή ατμόσφαιρα και αλληλεπιδρούν με την εκπεμπόμενη ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία είναι τα: υδρογόνο, ήλιο, άνθρακας, άζωτο, οξυγόνο, ασβέστιο, πυρίτιο, και σίδηρος. Από αυτά, το υδρογόνο αντιπροσωπεύει περίπου το 94% των ατόμων της ηλιακής ατμόσφαιρας, και φυσικά, είναι το αφθονότερο στοιχείο στον κόσμο. Το ήλιο είναι το επόμενο αφθονότερο, τόσο στο σύμπαν όσο και στον ήλιο (ή σε οποιοδήποτε άλλο άστρο). Όλα τα άλλα στοιχεία είναι παρόντα μόνο σε ίχνη. Τέλος θα πρέπει να αναφερθεί ότι η παρατηρούμενη δομή του φάσματος διαμορφώνεται μερικώς και από τα χαρακτηριστικά του οργάνου που χρησιμοποιήθηκε για τη μέτρησή του, και πιο συγκεκριμένα στην λεγόμενη συνάρτηση σχισμής του φασματοφωτομέτρου. Το Σχήμα 1.5 παρουσιάζει την κοντινότερη φασματική περιοχή του υπεριώδους, από 1 nm μέχρι 5 nm. Παρατηρούμε ότι στα μικρότερα μήκη κύματος (που αντιστοιχούν σε φωτόνια υψηλότερης ενέργειας) η χαρακτηριστική δομή του φάσματος αποτελείται κυρίως από εξάρσεις οι οποίες βρίσκονται πάνω από μια καμπύλη υποβάθρου. Αυτές αντιστοιχούν σε ακτινοβολία που εκπέμπεται από διάφορα συστατικά η οποία προστίθεται σε αυτή του μέλανος σώματος (υπόβαθρο). Στα μεγαλύτερα μήκη κύματος, τα χαρακτηριστικά γνωρίσματα τείνουν να βρίσκονται κάτω από το υπόβαθρο μέλανος 15

16 1. ΠΥΚΝΟΤΗΤΑ ΡΟΗΣ (mw m - nm -1 ) ΜΗΚΟΣ ΚΥΜΑΤΟΣ (nm) Σχήμα 1.5 Το ηλιακό φάσμα στο όριο της ατμόσφαιρας για τη φασματική περιοχή μεταξύ 1-5 nm, όπως μετρήθηκε από το διαστημικό λεωφορείο κατά την αποστολή ATLAS 3. σώματος, όπως συζητήθηκε προηγουμένως. Το πιο εξέχον χαρακτηριστικό γνώρισμα είναι η γραμμή εκπομπής του υδρογόνου Lyman-a (11.5 nm), η οποία αντιστοιχεί σε ένα ηλεκτρόνιο του ατόμου του υδρογόνου που μεταπίπτει από το δεύτερο χαμηλότερο επιτρεπτό ενεργειακό επίπεδο στο αμέσως χαμηλότερο. Μέχρι σήμερα έχουν χρησιμοποιηθεί διάφορα όργανα σε διάφορες διαστημικές πλατφόρμες για τη μέτρηση του ηλιακού φάσματος από το μακρινό υπεριώδες (UV-C) μέχρι το μακρινό υπέρυθρο, συμπεριλαμβανομένων των οργάνων SUSIM (που χρησιμοποιήθηκαν στο διαστημικό εργαστήριο SkyLab κατά τη δεκαετία του 197, στο δορυφόρο UARS, και σε διάφορες πτήσεις των διαστημικών λεωφορείων, Sace Shuttles), του οργάνου SOLSTICE στο δορυφόρο UARS, και των οργάνων SBUV, τα οποία έχουν χρησιμοποιηθεί σε διάφορους δορυφόρους ακόμη και για τη μέτρηση του ατμοσφαιρικού όζοντος. Προσπάθειες εκτίμησης του ηλιακού φάσματος έχουν επίσης γίνει από φασματικές μετρήσεις στο έδαφος, με τη χρήση μιας τεχνικής που ονομάζεται παρέκταση Langley (Langley extraolation). Συμπερασματικά, το φάσμα της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας που εκπέμπει ο ήλιος είναι περίπλοκο, το κυρίαρχο χαρακτηριστικό της όμως είναι η ακτινοβολία μέλανος σώματος: μια ευρεία κατανομή της έντασης συναρτήσει του μήκους κύματος, της οποίας η μέγιστη ένταση συμβαίνει στην ορατή περιοχή. Πάνω σε αυτήν την ευρεία κατανομή επικάθεται πλήθος μεγίστων και ελαχίστων που οφείλονται σε απορρόφηση ή εκπομπή ακτινοβολίας από τα συστατικά της ατμόσφαιρας του ήλιου. Κλείνοντας τη συζήτηση για τη δομή του ηλιακού φάσματος, μπορούμε να συνοψίσουμε τις εξής βασικές ιδιότητές του: Η ηλιακή ακτινοβολία παράγεται από θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στον πυρήνα του ήλιου. 16

17 Ο ήλιος εκπέμπει σχεδόν σε όλα τα μήκη κύματος του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος αλλά το 99% της εκπεμπόμενης ακτινοβολίας βρίσκεται στην περιοχή του υπεριώδους, του ορατού και του υπέρυθρου. Ο ήλιος είναι ένα μη ιδανικό μέλαν σώμα, που εκπέμπει περισσότερη ακτινοβολία από την αναμενόμενη στην περιοχή των ακτίνων X και του μακρινού υπεριώδους, καθώς επίσης και στην περιοχή των ραδιοκυμάτων. Ο ήλιος αποκλίνει από το ιδανικό μέλαν σώμα λόγω των μεταβολών της θερμοκρασίας στην επιφάνειά του και κάτω από αυτήν, και λόγω απορρόφησης και εκπομπής ενέργειας από πολλά χημικά συστατικά τα οποία ευθύνονται για τη λεπτομερή χαρακτηριστική δομή του ηλιακού φάσματος Μεταβολές της ηλιακής ακτινοβολίας Η εκπομπή ενέργειας από τον ήλιο μεταβάλλεται με τον χρόνο λόγω της περιστροφής του ήλιου γύρω από τον άξονά του, των σχεδόν-κυκλικών μεταβολών στη δραστηριότητα και τη θερμοκρασία της ηλιακής επιφάνειας, και των επεισοδιακών γεγονότων, όπως οι ηλιακές εκλάμψεις. Το μέγεθος των μεταβολών αυτών είναι διαφορετικό σε διαφορετικά μήκη κύματος. Οι σημαντικότερες μεταβολές παρατηρούνται στην ακτινοβολία των ακτίνων X και των ραδιοκυμάτων. Όμως η ακτινοβολία από αυτές τις περιοχές συνεισφέρει ελάχιστα στη συνολική ακτινοβολούμενη ηλιακή ενέργεια που φθάνει στη γη. Αντίθετα η ακτινοβολία στις περιοχές του υπεριώδους, ορατού, και κοντινού υπέρυθρου, στις οποίες ανήκει η περισσότερη από την ηλιακή ενέργεια, μεταβάλλεται ελάχιστα. Συνεπώς η συνολική ροή της ηλιακής ακτινοβολίας που φθάνει στη γη παραμένει Σχήμα 1.6 (αριστερά) Φωτογραφία του ηλιακού δίσκου στις Σεπτεμβρίου όπου διακρίνονται εμφανώς ηλιακές κηλίδες. (δεξιά) Στιγμιότυπο του ήλιου όπου διακρίνονται ηλιακές εκλάμψεις (φωτεινές περιοχές πάνω στο δίσκο) και εκτόξευση ηλιακού υλικού από τη φωτόσφαιρα (περιμετρικά). Πηγή: SOHO/MDI (ESA/NASA) 17

18 πρακτικά αμετάβλητη. Κατά μέσο όρο, η συνολική ροή στο άνω όριο της ατμόσφαιρας, γνωστή και ως ηλιακή σταθερά, είναι περίπου 1367 W m -, μεταβάλλεται δε κατά τη διάρκεια ενός έτους κατά περίπου 6.9% λόγω της μεταβολής στην απόσταση ηλίου-γης. Στην ακτινοβολία που δέχεται η γή από τον ήλιο έχουν ανιχνευθεί διάφορες περιοδικές μεταβολές, οι οποίες οφείλονται είτε σε μεταβολές στην ενέργεια που εκπέμπεται (ηλιακές κηλίδες και εκλάμψεις) είτε σε μεταβολές στην απόσταση μεταξύ γης και ήλιου. Μία από αυτές είναι ο ενδεκαετής κύκλος των ηλιακών κηλίδων, συχνά αποκαλούμενος απλά ηλιακός κύκλος. Παρατηρείται επίσης ένας κύκλος περίπου 7 ημερών που συνδέεται με την περιστροφή του ήλιου γύρω από τον άξονά του, ο οποίος φέρνει τις ηλιακές κηλίδες μέσα και έξω από το οπτικό πεδίο της γης, και ονομάζεται κύκλος της ηλιακής περιστροφής Ο Ηλιακός Κύκλος Οι ηλιακές κηλίδες είναι διαταραχές στην επιφάνεια του ήλιου από τις οποίες εκπέμπεται λιγότερη ορατή ακτινοβολία, με συνέπεια να εμφανίζονται σκοτεινές συγκριτικά με τον ηλιακό δίσκο (Σχήμα 1.6). Σε άλλες φασματικές περιοχές, όμως, παρατηρείται αύξηση στην εκπεμπόμενη ακτινοβολία, ιδιαίτερα στη φασματική περιοχή του υπεριώδους και των ακτίνων Χ. Οι ηλιακές εκλάμψεις, γιγαντιαίες εκρήξεις στην επιφάνεια του ήλιου, επίσης αυξάνουν την εκπομπή ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας υψηλής ενέργειας από τον ήλιο (περιοχή των ακτίνων Χ) αλλά και την εκπομπή ραδιοκυμάτων. Οι ηλιακές εκλάμψεις εμφανίζονται συχνότερα κατά τη διάρκεια της ενεργού περιόδου του ενδεκαετούς ηλιακού κύκλου, όταν δηλαδή αυξάνεται ο αριθμός των κηλίδων στην κάθε περιοχή. Από μετρήσεις πολλών δεκαετιών έχει διαπιστωθεί μια κανονική μεταβλητότητα στον αριθμό των ηλιακών κηλίδων που είναι ορατές επάνω στον ηλιακό δίσκο. Η καταμέτρηση των ηλιακών κηλίδων είναι μια από τις λίγες περιπτώσεις όπου για μια γεωφυσική παράμετρο είναι διαθέσιμο τέτοιο πλήθος αξιόπιστων στοιχείων που χρονολογούνται αρκετούς αιώνες στο παρελθόν. Από το Σχήμα 1.7, είναι εμφανής ένας κανονικός κύκλος στον αριθμό των 3 ΑΡΙΘΜΟΣ ΚΗΛΙΔΩΝ ΕΤΟΣ Σχήμα 1.7 Μέσες μηνιαίες τιμές του αριθμού των ηλιακών κηλίδων. (Πηγή μετρήσεων: National Geohysical Data Centre, NOAA, US). 18

19 ηλιακών κηλίδων που έχουν παρατηρηθεί, του οποίου η περίοδος είναι περίπου 11 έτη, και οποίος είναι γνωστός σαν ενδεκαετής ηλιακός κύκλος. Έχουμε λοιπόν εναλλαγές της ηλιακής δραστηριότητας κάθε 11 χρόνια μεταξύ μεγίστης (ενεργός ήλιος) και ελάχιστης (ήρεμος ήλιος). Επειδή η ροή των σωματιδίων και της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας που συνδέεται με την ηλιακή δραστηριότητα επιδρά σύσταση των ανώτερων στρωμάτων της γήινης ατμόσφαιρας, συμπεριλαμβανομένου του στρώματος του όζοντος, αναζητήθηκε μια περισσότερο ακριβής και αντικειμενική μέτρηση της ηλιακής δραστηριότητας συγκριτικά με την απλή απαρίθμηση των ηλιακών κηλίδων. Το 1947 καθιερώθηκε από το Εθνικό Συμβούλιο Έρευνας του Καναδά η μέτρηση της ροής των ραδιοκυμάτων που προέρχονται από τον ηλιακό δίσκο στη συχνότητα των 8 MHz, η οποία αντιστοιχεί στο μήκος κύματος των 1.7 cm. Οι μετρήσεις της ηλιακής εκπομπής σε αυτό το μήκος κύματος παρουσιάζουν επίσης έναν ενδεκαετή κύκλο και βρίσκονται σε πολύ καλή συμφωνία με τις παρατηρήσεις των ηλιακών κηλίδων για την ίδια περίοδο. Εκτός από τον μεγάλης περιόδου κύκλου των 11 ετών, η ηλιακή δραστηριότητα εμφανίζει επίσης και έναν μεγαλύτερης συχνότητας κύκλο ο οποίος διαρκεί περίπου 7 ημέρες και οφείλεται στην περιστροφή του ηλίου γύρω από τον εαυτό του. Κατά συνέπεια αναμένεται, και έχει στην πράξη παρατηρηθεί, μια ανάλογη περιοδικότητα και στην ηλιακή ακτινοβολία που φθάνει στο όριο της ατμόσφαιρας. Σε μήκη κύματος μεγαλύτερα από περίπου 6 nm, οι μεταβολές της ηλιακής ακτινοβολίας λόγω του ηλιακού κύκλου γίνονται αμελητέες. Σε μικρότερα μήκη κύματος όμως, κοντά στα nm, ο ηλιακός κύκλος προκαλεί μεταβολές στο στρατοσφαιρικό όζον και τη θερμοκρασία στη στρατόσφαιρα, εφόσον ακτινοβολία σε αυτά τα μήκη κύματος μπορεί να διασπάσει τα μόρια του οξυγόνου και του όζοντος. Οι αλληλεπιδράσεις της ηλιακής ακτινοβολίας με το όζον και τη θερμοκρασία είναι περίπλοκες, καθιστώντας δύσκολη την ανίχνευση των μεταβολών που οφείλονται συγκεκριμένα στον ηλιακό κύκλο κατά την ανάλυση των σχετικών μετρήσεων. Τα μέχρι τώρα στοιχεία σε συνδυασμό με εκτιμήσεις από ατμοσφαιρικά μοντέλα υποδεικνύουν ότι ο ηλιακός κύκλος είναι υπεύθυνος για μεταβολές της θερμοκρασίας στη στρατόσφαιρα το πολύ κατά -3 Κ, στην περιοχή της στρατόπαυσης, και για μεταβολές της τάξης του 5% στη συγκέντρωση του όζοντος στην ανώτερη ατμόσφαιρα (σε ύψος περίπου 43 km ή σε πίεση hpa) Μεταβολές στην απόσταση γης ηλίου Αν η γη περιστρεφόταν γύρω από τον ήλιο σε μια τέλεια κυκλική τροχιά, η απόσταση που διανύει η ακτινοβολία από τον ήλιο προς τη γη θα ήταν σταθερή κατά τη διάρκεια του έτους. Όμως, η γήινη τροχιά είναι περίπου ελλειπτική, με τον ήλιο να βρίσκεται στη μια εστία της έλλειψης. Το μισό μήκος του μέγιστου άξονα της έλλειψης ονομάζεται αστρονομική μονάδα (A.U.), και είναι ίσο με x 1 8 km. Η εκκεντρότητα της έλλειψης είναι.17, και έτσι η απόσταση γης-ήλιου στο περιήλιο (πιο κοντινή απόσταση της γης από τον ήλιο που συμβαίνει περίπου στις 4 Ιανουαρίου) είναι,983 A.U., και η απόσταση στο αφήλιο (μέγιστη απόσταση μεταξύ γης και ήλιου περίπου την 1 η Ιουνίου) 19

20 4. ΜΕΤΑΒΟΛΗ ΑΠΟ ΤΗ ΜΕΣΗ ΚΑΤΑΣΤΑΣΗ (%) ΑΠΟΣΤΑΣΗ ΗΛΙΟΥ-ΓΗΣ ΡΟΗ ΗΛΙΑΚΗΣ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑΣ ΗΜΕΡΑ ΤΟΥ ΕΤΟΥΣ Σχήμα 1.8 Μεταβολή (%) της απόστασης γης-ηλίου από τη μέση τιμή μέσα σε ένα έτος (διακεκομμένη γραμμή) και της αντίστοιχης μεταβολής της ροής της ηλιακής ακτινοβολίας στο όριο της ατμόσφαιρας (συνεχής γραμμή). είναι 1.17A.U. Συνεπώς, το εύρος της ετήσιας μεταβολής στην απόσταση γης-ήλιου είναι περίπου 3.4%. Πώς όμως αυτή η μεταβολή επηρεάζει τη ροή της ηλιακής ακτινοβολίας που φθάνει στο άνω όριο της γήινης ατμόσφαιρας; Η ροή της ηλιακής ακτινοβολίας είναι ανάλογη του 1/d, όπου d είναι η απόσταση γης-ήλιου. Κατά συνέπεια, η ροή της ηλιακής ακτινοβολίας στο αφήλιο είναι περίπου 7% μικρότερη από ότι στο περιήλιο (βλέπε Σχήμα 1.8). Η μεταβολή της απόστασης δεν επηρεάζει την φασματική κατανομή της ηλιακής ακτινοβολίας, συνεπώς όλες οι φασματικές περιοχές (υπεριώδες, ορατό, ακτίνες X, κ.α.) αυξομειώνονται κατά το ίδιο ποσοστό. Οι τεχνικές που χρησιμοποιούνται για την τηλεπισκόπηση της ατμόσφαιρας απαιτούν ακρίβεια στις μετρήσεις της τάξης του 1%, συνεπώς η μεταβολή στην ροή της ηλιακής ακτινοβολίας λόγω της απόστασης ηλίου γης είναι μία σημαντική παράμετρος. Να σημειωθεί επίσης ότι λόγω της μεταβολής της απόστασης γης-ήλιου περιοχές του νότιου ημισφαιρίου λαμβάνουν περίπου 7% περισσότερη ηλιακή ακτινοβολία σε όλα τα μήκη κύματος κατά τη διάρκεια του νότιου καλοκαιριού από ότι οι αντίστοιχες περιοχές του βορείου ημισφαιρίου κατά τη διάρκεια του βόρειου καλοκαιριού. Το αντίστροφο συμβαίνει το χειμώνα, δηλαδή το νότιο ημισφαίριο δέχεται ~7% λιγότερη ενέργεια από ότι το βόρειο.

21 1.3 Διάδοση της ηλιακής ακτινοβολίας στην ατμόσφαιρα Απορρόφηση της ακτινοβολίας Η ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία αλληλεπιδρά με την ύλη (άτομα και μόρια) με διάφορους τρόπους: Όταν η ακτινοβολία διέρχεται μέσα από ένα μέσο (στερεό, υγρό, ή αέριο) μέρος των φωτονίων μπορεί να απορροφηθεί από τα συστατικά του. Αυτό σημαίνει ότι η εξερχόμενη από το μέσο ακτινοβολία είναι ασθενέστερη. Για παράδειγμα, όταν λευκό φως περνά μέσα από νερό χρωματισμένο, π.χ. κόκκινο, το εξερχόμενο φως έχει κόκκινο χρώμα διότι το μάτι αντιλαμβάνεται τα χρώματα που δεν απορροφώνται. Στο παράδειγμα αυτό, όλα τα φωτόνια με μήκος κύματος διαφορετικό από αυτό του κόκκινου (~65 nm) απορροφώνται από το νερό. Ο αριθμός των φωτονίων που απορροφώνται εξαρτάται από: α) τον αριθμό των εισερχόμενων φωτονίων, β) τον αριθμό των συστατικών που απορροφούν (πυκνότητα) ανά μονάδα όγκου του μέσου, και γ) το μήκος της διαδρομής που διανύουν τα φωτόνια στο μέσο. Ποσοτικά, ο αριθμός dn των φωτονίων που απορροφώνται ανά μονάδα μήκους διαδρομής, σε ένα απειροστό τμήμα ds της διαδρομής της δέσμης της ακτινοβολίας μεταξύ των σημείων s και s+ds είναι ανάλογος του αριθμού Ν των φωτονίων που διεισδύουν μέχρι το βάθος s, του αριθμού n των απορροφητών ανά μονάδα όγκου (αριθμητική πυκνότητα σε molecules cm -3 ), και της ενεργού διατομής απορρόφησης σ. dn ds = Nnσ (1) Η ενεργός διατομή απορρόφησης εκφράζεται σε μονάδες cm molecule -1 (molecule = μόριο απορροφητή) και καθορίζει το πόσο ισχυρά απορροφά ένα συστατικό την ακτινοβολία σε κάποιο μήκος κύματος, και εκφράζει την πιθανότητα να συμβεί απορρόφηση. Αν, για παράδειγμα, σ =, τότε από την (1) προκύπτει ότι δεν απορροφάται κανένα φωτόνιο (dn/ds = ). Η ενεργός διατομή εξαρτάται από το μήκος κύματος των φωτονίων, μερικώς από την πόλωσή τους, και από το είδος και την κατάσταση του απορροφητή. Επειδή ο αριθμός των φωτονίων μήκους κύματος λ στη δέσμη της ακτινοβολίας είναι ανάλογος της έντασης Ι λ, η εξίσωση(1) παίρνει τη μορφή (νόμος των Beer-Lambert): ( σ ) ( ρ ) I ( s+ ds) = I ( s)ex n ds = I ( s)ex k ds () λ λ λ λ λ όπου: k λ είναι ο συντελεστής απορρόφησης κατά μάζα με μονάδες cm g -1, και ρ είναι η πυκνότητα του αερίου Η μεταβολή της έντασης Ι λ μιας μονοχρωματικής ακτινοβολίας κατά τη διαδρομής της μέσα από ένα ατμοσφαιρικό στρώμα πάχους ds, θα είναι: di = I nσ ds = I ρk ds (3) λ λ λ λ λ 1

22 Για ένα παχύ ατμοσφαιρικό στρώμα μεταξύ δύο σημείων s 1 και s της διαδρομής της δέσμης η εξερχόμενη ένταση Ι λ (s ) προκύπτει με ολοκλήρωση της (3): s s (4) Iλ( s) = Iλ( s1)ex σλnds = Iλ( s1)ex kλρds s1 s1 Γενικά η πυκνότητα (όπως και η αριθμητική πυκνότητα) του αερίου μέσα στο ατμοσφαιρικό στρώμα μεταβάλλεται. Επίσης η ενεργός διατομή απορρόφησης (όπως και ο συντελεστής απορρόφησης) εξαρτώνται από τη θερμοκρασία η οποία, γενικά, δεν είναι σταθερή κατά μήκος της διαδρομής. Αν θεωρήσουμε την μεταβολή των σ λ και k λ αμελητέα, τότε με την εισαγωγή της ποσότητας απορροφητή: s u = ρds (5) s1 η (4) παίρνει τη μορφή: ( σ ) ( ) I ( s ) = I ( s )ex u = I ( s )ex k u (6) λ λ 1 λ λ 1 λ Η ποσότητα του απορροφητή εκφράζει τη συνολική ποσότητα του αερίου που απορροφά κατά μήκος της διαδρομής μεταξύ των σημείων s 1 και s, αναφέρεται σε συχνά και ως επιφανειακή πυκνότητα (μονάδες g cm - ή molecules cm - ). Η ύλη απορροφά την ακτινοβολία με διάφορους τρόπους. Ενίοτε το σωμάτιο που απορροφά (άτομο, μόριο, ή μεγαλύτερες συναθροίσεις μορίων) παραμένει ουσιαστικά αμετάβλητο από την αλληλεπίδρασή του με την ακτινοβολία, αλλά σε άλλες περιπτώσεις τα σωμάτια μεταβάλλονται σημαντικά. Για παράδειγμα, ακτινοβολίες στις περιοχές του μακρινού υπεριώδους (UV-C) και των ακτίνων X θα ήταν εξαιρετικά επιβλαβείς για τη ζωή στη γη επειδή απορροφώνται από τα βιολογικά μόρια τα οποία και αλλοιώνουν. Για αυτό το λόγο αποτελούν πηγή ανησυχίας για τους αστροναύτες και τα διαστημικά σκάφη που ταξιδεύουν έξω από την ατμόσφαιρα. Ακτινοβολίες αυτών των μηκών κύματος δεν συναντώνται κοντά στο έδαφος της γης διότι απορροφώνται από την ατμόσφαιρα. Τα μόρια του οξυγόνου (O ) πολύ υψηλά στην ατμόσφαιρα (ανώτερη στρατόσφαιρα, κατώτερη μεσόσφαιρα) απορροφούν αυτήν την πολύ ενεργό ακτινοβολία, διασπώμενα σε μεμονωμένα άτομα οξυγόνου. Επειδή στην ατμόσφαιρα υπάρχει πολύ οξυγόνο, σε αυτά τα ύψη δημιουργείται ένα στρώμα πλούσιο σε ατομικό οξυγόνο, ενώ κάτω από αυτό το στρώμα η ένταση αυτής της πολύ επιβλαβούς ακτινοβολίας είναι πολύ μικρή. Χαμηλότερα στην ατμόσφαιρα, εξακολουθεί να φθάνει μια μικρή ποσότητα ακτινοβολίας ικανής να διασπάσει τα μόρια του οξυγόνου, λόγω όμως της μικρής της έντασης η ποσότητα των μορίων που διασπώνται είναι μικρή. Σε αυτήν την ατμοσφαιρική περιοχή μεμονωμένα άτομα οξυγόνου μπορούν να συνενωθούν με μόρια οξυγόνου και να παράγουν όζον (O 3 ). Το όζον απορροφά την ακτινοβολία στο μέσον περίπου της φασματικής περιοχής του υπεριώδους, με αποτέλεσμα να μας προστατεύει από όση

23 1-16 Ο 3 ΕΝΕΡΓΟΣ ΔΙΑΤΟΜΗ ΑΠΟΡΡΟΦΗΣΗΣ [cm molecule -1 ] O ΜΗΚΟΣ ΚΥΜΑΤΟΣ [nm] Σχήμα 1.9: Διακύμανση της ενεργού διατομής απορρόφησης του οξυγόνου και του όζοντος στη φασματική περιοχή 1 35 nm. ακτινοβολία δεν απορροφάται από τα μόρια του οξυγόνου υψηλότερα στην ατμόσφαιρα. Όταν το όζον απορροφά την ακτινοβολία, διασπάται σε ένα άτομο και ένα μόριο οξυγόνου, αλλά το άτομο του οξυγόνου γρήγορα επανασυνδέεται με ένα άλλο μόριο οξυγόνου και έτσι παράγεται ένα άλλο μόριο όζοντος. Οι δύο αυτές χημικές αντιδράσεις βρίσκονται γενικά σε ισορροπία. Στο Σχήμα 1.9 παρουσιάζονται οι ενεργές διατομές απορρόφησης του οξυγόνου (O ) και του όζοντος (O 3 ) σαν συνάρτηση του μήκους κύματος των φωτονίων. Είναι αξιοσημείωτη η διαφορά στην απόλυτη τιμή των δύο ενεργών διατομών απορρόφησης στην περιοχή -4 nm με το όζον να απορροφά ισχυρότερα μεταξύ περίπου 5 έως 8 τάξεις μεγέθους από το οξυγόνο. Όμως η συγκέντρωση του οξυγόνου στην ατμόσφαιρα είναι περίπου 1 5 φορές μεγαλύτερη από ότι αυτή του όζοντος. Σαν αποτέλεσμα, μέχρι περίπου το ύψος των 3 km από την επιφάνεια της θάλασσας το οξυγόνο έχει απορροφήσει όση ακτινοβολία έχει απορροφήσει και το όζον. Στην επιφάνεια όμως η υπεριώδης Β ακτινοβολία έχει εξασθενίσει σημαντικά, κυρίως κατά την διέλευσή της μέσα από το στρώμα του όζοντος. Πρακτικά, στο έδαφος φθάνει ελάχιστη ακτινοβολία με μήκος κύματος μικρότερο από περίπου 315 nm, στην περιοχή του UVB, επειδή έχει φιλτραριστεί από την ατμόσφαιρα. Η πλέον ενεργός έχει απορροφηθεί από τα μόρια οξυγόνου, και η κάπως λιγότερο ενεργός (μέχρι περίπου τα 315 nm) έχει απορροφηθεί από το όζον. Αν και υπάρχουν ατμοσφαιρικά συστατικά που απορροφούν μερικώς και στην ορατή περιοχή του φάσματος (ακόμα και το όζον απορροφά στην περιοχή αυτή), συνολικά η απορρόφηση είναι πολύ μικρή. Φυτά και ζώα στη γη έχουν προσαρμοστεί ώστε να μπορούν να χρησιμοποιούν την ακτινοβολία σε αυτές τις περιοχές. Τα φυτά χρησιμοποιούν την ενέργεια του ήλιου για να μετατρέψουν το διοξείδιο του άνθρακα σε οργανικά μόρια μέσω της φωτοσύνθεσης, ενώ τα ζώα χρησιμοποιούν αυτήν την ακτινοβολία για να βλέπουν. Στην υπέρυθρη περιοχή, τα ατμοσφαιρικά συστατικά απορροφούν ισχυρά την ακτινοβολία, εκτός από την περιοχή 3

24 μεταξύ περίπου 8 και 14 μm (ατμοσφαιρικό παράθυρο) όπου η ατμόσφαιρα είναι ουσιαστικά διαφανής. Φυσικά σε αυτήν την περιοχή η ηλιακή ακτινοβολία είναι σχεδόν ανύπαρκτη, οπότε το ατμοσφαιρικό παράθυρο αναφέρεται ουσιαστικά στη γήινη (θερμική) ακτινοβολία. Απορρόφηση της ηλιακής ακτινοβολίας συμβαίνει και από άλλα συστατικά της ατμόσφαιρας τα οποία απορροφούν επιλεκτικά σε διάφορα μήκη κύματος. Στο Σχήμα 1.1 έχουν σχεδιαστεί οι ενεργές διατομές απορρόφησης του διοξειδίου του θείου (SO ), του διοξειδίου του αζώτου (NO ) και του όζοντος (O 3 ), με την ίδια κλίμακα ώστε να είναι δυνατή η απευθείας σύγκριση της ικανότητας απορρόφησης του κάθε συστατικού. Επειδή η εξασθένιση της ακτινοβολίας είναι ανάλογη του γινομένου της ενεργού διατομής απορρόφησης και της αριθμητικής πυκνότητας του συστατικού (δηλ. του οπτικού βάθους), το πόσο σημαντικό είναι ένα συστατικό σε σχέση με τα υπόλοιπα για την εξασθένιση της διερχόμενης από την ατμόσφαιρα ακτινοβολίας, δεν καθορίζεται αποκλειστικά από το μέγεθος της ενεργούς διατομής απορρόφησης αλλά και από την συγκέντρωση του συστατικού σχετικά με τα άλλα. Έτσι ενώ το SO έχει συγκρίσιμη απορροφητικότητα με το όζον, λόγω του ότι η συγκέντρωσή του στην ατμόσφαιρα είναι τουλάχιστον 1 φορές μικρότερη, η συνεισφορά του στην εξασθένιση της ηλιακής ακτινοβολίας είναι σχετικά περιορισμένη Σκέδαση της ακτινοβολίας Εκτός από την απορρόφηση, η ακτινοβολία στην ατμόσφαιρα μπορεί επίσης να υποστεί σκέδαση, δηλαδή πρακτικά να εκτραπεί από την διεύθυνση διάδοσής της προς μία άλλη. Για παράδειγμα, όταν μια δέσμη λευκού φωτός προσπίπτει σε ένα ποτήρι με γάλα, το φως θα διαχυθεί. Τα φωτόνια θα εξέλθουν από τη μάζα του γάλακτος προς διάφορες κατευθύνσεις, και παρατηρούμενο από οποιαδήποτε γωνία, το εξερχόμενο φως θα είναι λευκό. Αυτό οφείλεται στη σκέδαση των φωτονίων από μικροσκοπικά σφαιρίδια του λίπους που αιωρούνται μέσα στο γάλα. Ανάλογο φαινόμενο είναι η επίδραση των νεφών 1-17 Ο 3 NO ΕΝΕΡΓΟΣ ΔΙΑΤΟΜΗ ΑΠΟΡΡΟΦΗΣΗΣ [cm molecule -1 ] SO ΜΗΚΟΣ ΚΥΜΑΤΟΣ [nm] Σχήμα 1.1 Φασματική εξάρτηση της ενεργού διατομής απορρόφησης του όζοντος, του διοξειδίου του αζώτου, και του διοξειδίου του θείου στην περιοχή του υπεριώδους. 4

25 στην ακτινοβολία (τα νέφη είναι ένα μέσο με πολλά αιωρούμενα μόρια νερού), που έχει σαν αποτέλεσμα τα σύννεφα να εμφανίζονται λευκά. Η σκέδαση του φωτός από σωμάτια που είναι πολύ μεγαλύτερα από τα μόρια ονομάζεται σκέδαση Mie. Το φως μπορεί επίσης να εκτραπεί από μεμονωμένα μόρια, μέσω μιας διαδικασίας που ονομάζεται σκέδαση Rayleigh (ή μοριακή σκέδαση), και η οποία συζητείται εκτενέστερα στα επόμενα. Τα δύο είδη σκεδάσεων παρουσιάζουν αρκετές διαφορές μεταξύ τους για διάφορους λόγους: Αν υπάρχουν αρκετά συστατικά στην ατμόσφαιρα, η σκέδαση Mie έχει σαν αποτέλεσμα η εξερχόμενη ακτινοβολία να έχει περίπου την ίδια ένταση, ανεξάρτητα από την γωνία παρατήρησης (π.χ. σύννεφα). Η σκέδαση Rayleigh όμως παρουσιάζει πολύ ισχυρή εξάρτηση από τη γωνία παρατήρησης, και ο βαθμός αυτής της γωνιακής εξάρτησης εξαρτάται από το μήκος κύματος. Όσο μικρότερο είναι το μήκος κύματος (π.χ. όσο πιο μπλε είναι το φως στην ορατή περιοχή), τόσο ισχυρότερη είναι η σκέδαση. Αυτός είναι και ο λόγος που το φως του ουρανού εμφανίζεται γαλάζιο. Όταν ο ήλιος είναι χαμηλά, κοντά ή και κάτω από τον ορίζοντα, δεν θα μπορούσαμε να δούμε καθόλου φως από τον ουρανό αν η ηλιακή ακτινοβολία δεν σκεδαζόταν από τα μόρια της ατμόσφαιρας. Το γεγονός ότι κοιτάζοντας προς τα επάνω βλέπουμε μπλε φως οφείλεται στο ότι το μπλε μέρος του ορατού φάσματος σκεδάζεται κατά Rayleigh εντονότερα από το φως που ανήκει στο κόκκινο μέρος του φάσματος. (Εάν παρατηρήσουμε μια φωτογραφία των αστροναυτών στη σελήνη, δεν θα δούμε καθόλου ορατό ουρανό πίσω τους, δεδομένου ότι δεν υπάρχει ατμόσφαιρα για να σκεδάσει το φως του ήλιου.) Λόγω της σκέδασης του φωτός από την ατμόσφαιρα, ένα μέρος της ηλιακής ακτινοβολίας που διαδίδεται στην ατμόσφαιρα καταλήγει να ξαναγυρίσει προς τα επάνω, και χάνεται στο διάστημα. Εκτός από αυτήν την οπισθο-σκεδαζόμενη από την ατμόσφαιρα ακτινοβολία, μέρος της ακτινοβολίας που φθάνει στη γήινη επιφάνεια ανακλάται προς τα πίσω, και μέρος της επίσης διαφεύγει από την ατμόσφαιρα. Όταν παρατηρούμε τη γη από το διάστημα (π.χ. από ένα διαστημικό όχημα), βλέπουμε τα σύννεφα και την επιφάνεια. Κοιτάζοντας όμως προς την άκρη της γης, εμφανίζεται μια γαλαζωπή ή κοκκινωπή άλως. Αυτό είναι το φως που επανασκεδάζεται από την ατμόσφαιρα. Μετρώντας αυτή την ακτινοβολία από το διάστημα, είτε από αποστολές του διαστημικού λεωφορείου, είτε από δορυφόρους που βρίσκονται σε μόνιμη τροχιά, μπορούμε να εκτιμήσουμε τις συγκεντρώσεις πολλών από τις χημικές ουσίες που βρίσκονται στην ατμόσφαιρα, οι οποίες παίζουν σημαντικό ρόλο στον έλεγχο της ακτινοβολίας που φθάνει στην επιφάνεια. Επειδή η ατμόσφαιρα σκεδάζει και απορροφά την ηλιακή ακτινοβολία, μελετώντας την ακτινοβολία που φθάνει σε μια θέση στη επιφάνεια της γης, μπορούμε να αντλήσουμε πολλές πληροφορίες για τη χημική σύσταση της ατμόσφαιρας πάνω από την συγκεκριμένη περιοχή. Αλλά και η ακτινοβολία που κατευθύνεται προς το διάστημα, σαν αποτέλεσμα της ατμοσφαιρικής σκέδασης, της ανάκλασης στην επιφάνεια της γης, και της θερμικής εκπομπής από την επιφάνεια και από την ατμόσφαιρα, επηρεάζεται επίσης από ατμοσφαιρικά συστατικά. Έτσι μπορούμε να αντλήσουμε πληροφορίες για την κατάσταση της ατμόσφαιρας από μετρήσεις της ακτινοβολίας από το διάστημα χρησιμοποιώντας 5