Радіація. Електромагнітна радіація або просто радіація, або ж випромінювання, є одна з форм існування матерії, що відрізняється від речовини. Окремим її випадком є видиме світло, яке можна бачити. Крім того, до радіації відносяться також альфа (a)-, бета (b)-, гама (g)-, ікс (Х)-випромінювання, а також ультрафіолетові (УФ), інфрачервоні (ІЧ) промені та радіохвилі, які не сприймаються людським оком. Із фізики відомо, що всі тіла, що мають температуру, відмінну від абсолютного нуля, випромінюють власну радіацію. У метеорології найчастіше доводиться мати справу з такою тепловою радіацією, що визначається температурою тіла та його здатністю до випромінювання. Наша планета отримує таку радіацію від Сонця. Земна поверхня й атмосфера в той же час самі випромінюють теплову радіацію, але вже в інших діапазонах хвиль. У метеорології прийнято виділяти короткохвильову та довгохвильову радіацію. Короткохвильовою називають радіацію у діапазоні хвиль від 0,1 до 4 мкм. Вона включає, крім видимого світла, ще найближчу до нього по довжині хвиль ультрафіолетову та інфрачервону радіацію. Сонячна радіація на 99 % являється короткохвильовою радіацією.

До довгохвильової радіації відносять радіацію земної поверхні та атмосфери з довжиною хвиль від 4 до 120 мкм. Терміном радіація називають також явище зовсім іншого роду - корпускулярну радіацію, тобто потоки електрично заряджених часток, переважно протонів та електронів, що рухаються зі швидкістю у сотні кілометрів за секунду. Енергія корпускулярної радіації в середньому в 107 раз менше, ніж енергія теплової радіації Сонця. Вона залежить від часу та фізичного стану Сонця, від сонячної активності. Нижче 90 км корпускулярна радіація в атмосферу майже не проникає. Променева енергія Сонця є основним, і практично єдиним джерелом тепла для поверхні Землі та її атмосфери. Радіація, що поступає від зірок та Місяця, незначна в порівнянні з сонячною. Також дуже малий і потік тепла з глибин Землі. Частина сонячної радіації являє собою видиме світло. Тим самим Сонце являється для Землі джерелом не тільки тепла, а й світла, такого важливого для життя на земній поверхні. Променева радіація Сонця перетворюється в тепло частково вже в самій атмосфері, але головним чином - на земній поверхні. Вона йде тут на нагрівання верхніх шарів ґрунту та води, а від них і повітря. Нагріта земна поверхня й нагріта атмосфера в свою чергу самі випромінюють невидиму інфрачервону радіацію. Віддаючи цю радіацію у космічний простір, земна поверхня й атмосфера охолоджуються. Таким чином, можна сказати, що планета знаходиться у стані теплової рівноваги: прихід тепла урівноважується його втратами. Але так як Земля (разом з атмосферою) отримує тепло, поглинаючи сонячну радіацію, і втрачає тепло шляхом власного випромінювання, то можна зробити висновок, що вона знаходиться і в стані променевої рівноваги: притік радіації в ній урівноважується віддачею радіації у світовий простір.

Пряма та розсіяна сонячна радіація. Радіацію, що приходить на земну поверхню безпосередньо від сонячного диску, називають прямою сонячною радіацією на відміну від радіації, розсіяної в атмосфері. Сонячна радіація поширюється від Сонця у всіх напрямках. Але відстань від Землі до Сонця така велика, що промені падають на земну поверхню у вигляді пучка майже паралельних променів. Кількісною мірою сонячної радіації, що поступає на земну поверхню або на будь-який рівень атмосфери, служить енергетична освітленість, або потік радіації, тобто кількість променевої енергії, що падає на одиницю площі. Легко зрозуміти, що одиниця площі, розташованої перпендикулярно до сонячних променів, отримує максимально можливу в даних умовах кількість радіації I. На одиницю горизонтальної площі припадає менша кількість променевої енергії I´ = I sin h, де h - висота Сонця над горизонтом. Очевидно, що I´ = I тільки тоді, коли Сонце стоїть в зеніті, в усіх інших випадках I´ < I. Потік прямої сонячної радіації І` на горизонтальну поверхню часто називають інсоляцією. Енергетична освітленість визначається в кіловатах на квадратний метр (кВт/м²). В старих підручниках можна зустріти застарілу розмірність в кал/см² · хв. Для довідки: 1 кал = 4,19 Дж;   1 Вт = Дж/с; Сонячна стала - це кількість сонячної радіації, що поступає на верхній межі атмосфери за одиницю часу на одиницю поверхні, перпендикулярної до сонячних променів. Точне значення сонячної сталої внаслідок тих великих труднощів, які виникають при її визначенні, не встановлено і до цього часу. Найбільш вірогідним значенням сонячної сталої вважається інтервал 1,322 - 1,428 кВт/м². Міжнародна актинометрична комісія по радіації в 1957 р. рекомендувала прийняти в якості стандартного значення сонячної сталої (по Міжнародній пергеліометричній шкалі 1956 р.) - 1,37 кВт/м².

.

Поглинання сонячної радіації в атмосфері. Поглинання та розсіювання сонячної радіації в атмосфері та пов'язані з цим явища: розсіяне світло, колір неба, сутінки, зоря, видимість. В атмосфері поглинається порівняно невелика кількість сонячної радіації, при цьому головним чином в інфрачервоній частині спектра. Це поглинання - вибіркове: різні гази поглинають радіацію в різних ділянках спектра й у різному ступені. Азот поглинає радіацію тільки дуже малих довжин хвиль в ультрафіолетовій частині спектра. Енергія сонячної радіації в цій ділянці спектра зовсім незначна, і тому поглинання азотом практично не відбивається на потоці сонячної радіації. У більшому ступені, але все-таки дуже мало поглинає сонячну радіацію кисень - у двох вузьких ділянках видимої частини спектра й в ультрафіолетовій його частині. Більш сильним поглиначем сонячної радіації є озон. Його вміст у повітрі, навіть у стратосфері, дуже малий; проте, він настільки сильно поглинає ультрафіолетову радіацію, що з потоку сонячної радіації губиться кілька відсотків. У результаті поглинання у верхніх шарах атмосфери в сонячному спектрі в земної поверхні не спостерігаються хвилі коротше 0,29 мкм. Сильно поглинає радіацію в інфрачервоній області спектра вуглекислий газ; але його вміст в атмосфері малий, і тому поглинання цим газом у загальному незначне. Основним же поглиначем радіації в атмосфері є водяна пара, зосереджена у тропосфері й особливо в нижній її частині. З загального потоку сонячної радіації водяна пара поглинає значну частку в інфрачервоній області спектра. Поглинають сонячну радіацію також хмари й атмосферні домішки, тобто тверді частки, завислі в атмосфері. У цілому в атмосфері поглинається 15-20 % радіації, що приходить від Сонця до Землі. У кожнім окремому місці поглинання змінюється з часом у залежності як від перемінного вмісту в повітрі поглинаючих субстанцій, головним чином водяної пари, хмар і пилу, так і від висоти сонця над обрієм, тобто від товщини шару повітря, що проходять промені на шляху крізь атмосферу.

Розсіяння сонячної радіації в атмосфері. Крім поглинання, пряма сонячна радіація на шляху крізь атмосферу послабляється ще шляхом розсіювання, причому послабляється більш значно. При цьому розсіювання радіації тим більше, чим більше містить повітря аерозольних домішок. Розсіюванням називається часткове перетворення радіації, що має визначений напрямок поширення (а такий саме і є пряма сонячна радіація, що поширюється у вигляді рівнобіжних променів), у радіацію, що йде в усіх напрямках. Розсіювання відбувається в оптично неоднорідному середовищі, тобто в середовищі, де показник переломлення змінюється від точки до точки. Таким оптично неоднорідним середовищем є атмосферне повітря, що містить дрібні частки рідких і твердих домішок - краплі, кристали, ядра конденсації, порошини. Але оптично неоднорідним середовищем є і чисте, вільне від домішок повітря, тому що в ньому внаслідок теплового руху молекул постійно виникають згущення і розрідження, коливання щільності. Таким чином, зустрічаючись з молекулами і домішками в атмосфері, сонячні промені втрачають прямолінійний напрямок поширення, розсіюються. Радіація поширюється від часток, що розсіюють, таким чином, якби вони самі були джерелами радіації. Близько 25 % загального потоку сонячної радіації перетворюється в атмосфері в розсіяну радіацію. Правда, значна частка розсіяної радіації (2/3 її) також приходить до земної поверхні. Але це буде вже особливий вид радіації, істотно відмінний від прямої радіації.

По-перше, розсіяна радіація приходить до земної поверхні не від сонячного диска, а від усього небесного зводу. Тому необхідно вимірювати її потік на горизонтальну поверхню. Він також виміряється в кВт/м².

По-друге, розсіяна радіація відмінна від прямої по спектральному складу. Справа в тім, що промені різних довжин хвиль розсіюються в різному ступені. Співвідношення енергії променів різних довжин хвиль у розсіяній радіації змінено на користь більш короткохвильових променів. При цьому чим менше розміри часток, що розсіюють, тим сильніше розсіюються короткохвильові промені в порівнянні з довгохвильовими. За законом Релея, у чистому повітрі, де розсіювання відбувається тільки молекулами газів (розміри яких більш ніж у 10 разів менше довжин хвиль світла), розсіювання зворотно пропорційне четвертому ступеню довжини хвилі променів, що розсіюються:

,  

Явища, пов'язані з розсіянням радіації. Блакитний колір неба - це колір самого повітря, обумовлений розсіюванням у ньому сонячних променів. Повітря прозоре в тонкому шарі, як прозора в тонкому шарі вода. Але в потужній товщі атмосфери повітря має блакитний колір, подібно тому як вода вже в порівняно малій товщі, у кілька метрів, має зеленуватий колір. Блакитний колір повітря можна бачити не тільки дивлячись на небесний звід, але і розглядаючи віддалені предмети, що здаються обкутаними блакитнуватим серпанком. З висотою, у міру зменшення щільності повітря, тобто кількості часток, що розсіюють, колір неба стає темніше і переходить у густо-синій, а в стратосфері - у чорно-фіолетовий. Чим більше в повітрі домішок більш великих розмірів у порівнянні з молекулами повітря, тим більше частка довгохвильових променів у спектрі сонячної радіації і тим біль білуватим стає колір небесного зводу. Частками туману, хмар і великого пилу з діаметрами більше 1-2 мкм промені всіх довжин хвиль дифузно відбиваються однаково; тому віддалені предмети при тумані і пиловій імлі заволікаються вже не блакитною, а білою чи сірою завісою. Хмари, на які падає сонячне світло, теж здаються білими. Розсіювання змінює колір прямого сонячного світла. Внаслідок розсіювання особливо знижується енергія найбільш короткохвильових сонячних променів видимої частини спектра - синіх і фіолетових; тому «уціліле» від розсіювання пряме сонячне світло стає жовтуватим

Причиною його є висвітлення сонцем, що знаходиться під обрієм, високих шарів атмосфери. Так звані астрономічні сутінки продовжуються ввечері доти, поки сонце не зайде під обрій на 18°; до цього моменту стає настільки темно, що помітно самі слабкі зірки. Ранкові сутінки починаються з моменту, коли сонце має таке ж положення під обрієм. Перша частина вечірніх астрономічних сутінок чи остання частина ранкових, коли сонце знаходиться під обрієм не нижче 6-8°, а освітлення достатньо для читання газети, носить назву цивільних, або побутових сутінок. При подальшому опусканні сонця за обрій від 6° до 12° сутеніє настільки, що читати вже не можна, на морі запалюють вогні на маяках і на суднах, а на суходолі - вмикають на автомобілях підфарники. Такі сутінки називають навігаційними. Тривалість астрономічних сутінок змінюється в залежності від широти і пори року. У середніх широтах вони від півтора до двох годин, у тропіках менше, на екваторі дещо довше однієї години.

Добовий і річний хід прямої та розсіяної радіації. Розходження в енергетичній освітленості радіацією опівдні в першу чергу пов'язані з розходженнями в полуденній висоті сонця, що узимку менше, ніж улітку. Мінімальні значення в помірних широтах приходяться на грудень, коли висота сонця менше усього. Але максимальна енергетична освітленість приходиться не на літні місяці, а не весняні. Справа в тім, що навесні повітря найменш замутнене продуктами конденсації і мало запилене. Улітку запиленість зростає, а також збільшується вміст водяної пари в атмосфері, що трохи зменшує радіацію. Розсіяна радіація, що надходить на горизонтальну поверхню, також змінюється протягом дня: зростає до полудня в міру збільшення висоти сонця й убуває після полудня.Залежить вона і від прозорості атмосфери: зменшення прозорості, тобто збільшення числа замутнюючих часток в атмосфері, збільшує розсіяну радіацію. Крім того, розсіяна радіація в дуже широких межах змінюється в залежності від хмарності; радіація, відбита хмарами, також частково розсіюється, у зв'язку з чим загальна розсіяна радіація зростає. По тій же причині відбиття радіації сніговим покривом збільшує розсіяну радіацію. У безхмарні дні розсіяна радіація невелика. Навіть при високому сонці, тобто в полуденні години влітку, її значення у відсутності хмар не перевищує 0,07 кВт/м² Хмарність збільшує це значення в 3-4 рази.

Відбиття сонячної радіації. Поглинена радіація. Альбедо Землі. Падаючи на земну поверхню, сумарна радіація в більшій своїй частині поглинається а верхньому тонкому шарі чи ґрунту води і переходить і тепло, а частково відбивається. Віддзеркалення сонячної радіації земною поверхнею залежить від характеру цієї поверхні. Відношення кількості відбитої радіації до загальної кількості радіації, що падає на дану поверхню, називається альбедо поверхні. Це відношення виражається у відсотках.Отже, із загального потоку сумарної радіації I sin h + i відбивається від земної поверхні частина його (I sin h + i) A, де А - альбедо поверхні. Інша частина сумарної радіації (I sin h + i ) (1 - A) поглинається земною поверхнею і йде на нагрівання верхніх шарів ґрунту і води. Цю частину називають поглиненою радіацією.Альбедо поверхні ґрунту в загальному лежить в межах 10-30 %; у випадку вологого чорнозему воно знижується до 5 %, а у випадку сухого світлого піску може підвищуватися до 40 %. Зі зростанням вологості ґрунту альбедо знижується. Альбедо рослинного покриву - лісу, луків, поля - лежить в межах 10-25 %. Для снігу, що тільки-но випав, альбедо складає 80-90 %, для давно лежачого - біля 50 % і нижче. Альбедо рівної водної поверхні для прямої радіації змінюється від декількох відсотків при високому сонці до 70 % при низькому; воно залежить також від хвилювання. Для розсіяної радіації альбедо водяних поверхонь складає 5-10 %. Альбедо верхньої поверхні від декількох відсотків до 70-80 % у залежності від типу і потужності хмарного покриву; у середньому ж воно 50-60 %. Приведені цифри відносяться до віддзеркалення сонячної радіації не тільки видимої, але у всьому її спектрі. Крім того, фотометричними засобами вимірюють альбедо тільки для видимої радіації, що, звичайно, може трохи відрізнятися від альбедо для всього потоку радіації. Переважна частина радіації, відбитою земною поверхнею і верхньою поверхнею хмар, іде за межі атмосфери у світовий простір. Також іде у світовий простір частина розсіяної радіації, біля однієї третини її. Відношення цієї відбитої у космос  і розсіяної сонячної радіації до загальної кількості сонячної радіації, що надходить в атмосферу, зветься планетарного альбедо Землі, чи просто альбедо Землі. Планетарне альбедо Землі оцінюється в 29-32 %. Основну частину його складає відображення сонячної радіації хмарами.

E = s T⁴,

де постійна s = 5,7×10-8 Вт/(м2×К4) (рис. 2). Земна поверхня випромінює майже як абсолютно чорне тіло, і її випромінювання Еs може бути визначене по формулі E = s T⁴. При 15 °С, чи 288 К, Es дорівнює 0,42 кВт/м². Настільки велика віддача радіації земною поверхнею приводила б до швидкого її охолодження, якби цьому не перешкоджав зворотний процес - поглинання сонячної й атмосферної радіації земною поверхнею. Абсолютні температури земної поверхні укладені між 190 і 350 К. При таких температурах радіація, що випромінюється, практично має довжини хвиль 4-120 мкм, а максимум її енергії приходиться на 10-15 мкм. Отже, уся ця радіація інфрачервона і не сприймається оком.

Зустрічне випромінювання. Атмосфера нагрівається, поглинаючи як сонячну радіацію (хоча в порівняно невеликій частці, близько 15 % усього її кількості, що приходить до Землі), так і власне випромінювання земної поверхні. Крім того, вона одержує тепло від земної поверхні шляхом теплопровідності, а також при випарі і наступній конденсації водяної пари. Будучи нагрітою, атмосфера випромінює сама. Так само як і земна поверхня, вона випромінює невидиму інфрачервону радіацію приблизно у тім же діапазоні довжин хвиль. Велика частина (70 %) атмосферної радіації приходить до земної поверхні, інша частина йде у світовий простір. Атмосферну радіацію, що повертається до земної поверхні, називають зустрічним випромінюванням (Eа), зустрічним тому, що воно спрямовано назустріч власному випромінюванню земної поверхні. Земна поверхня поглинає це зустрічне випромінювання майже цілком (на 95-99 %). Таким чином, воно є для земної поверхні важливим джерелом тепла на додаток до вже поглиненої сонячної радіації. Зустрічне випромінювання зростає зі збільшенням хмарності, оскільки хмари самі сильно випромінюють. Для рівнинних станцій помірних широт середнє значення зустрічного випромінювання порядку 0,21-0,28 кВт/м², на гірських станціях порядку 0,07-0,14 кВт/м². Це зменшення зустрічного випромінювання з висотою пояснюється зменшенням вмісту водяної пари. Найбільше зустрічне випромінювання - біля екватора, де атмосфера найбільш нагріта і багата водяною парою. Тут воно складає 0,35-0,42 кВт/м² у середньому річному, а до полярних широт убуває до 0,21 кВт/м². Основною субстанцією в атмосфері, що поглинає земне випромінювання і посилає зустрічне випромінювання, є водяна пара. Вона поглинає інфрачервону радіацію у великій області спектра - від 4,5 до 80 мкм, за винятком інтервалу 8,5 - 11 мкм. Вуглекислота сильно поглинає інфрачервону радіацію, але лише у вузькій області спектра, озон - слабкіше і також у вузькій області спектра. Правда, поглинання вуглекислотою й озоном приходиться на хвилі, енергія яких у спектрі земного випромінювання близька до максимуму (7-15 мкм). Однак вміст цих поглиначів в атмосфері занадто малий, і водяна пара грає, таким чином, основну роль як у поглинанні земного випромінювання, так і в зустрічному випромінюванні.

Ефективне випромінювання. Зустрічне випромінювання завжди трохи менше земного. Тому земна поверхня втрачає тепло за рахунок додатної різниці між власним і зустрічним випромінюванням. Цю різницю між власним випромінюванням земної поверхні і зустрічним випромінюванням атмосфери називають ефективним випромінюванням Ее = Еs - Еa. Ефективне випромінювання являє собою чисту втрату променистої енергії, а отже, і тепла з земної поверхні вночі, і саме воно виміряється спеціальними приладами - піргеометрами. Власне випромінювання можна визначити за законом Стефана - Больцмана, знаючи температуру земної поверхні, а зустрічне випромінювання обчислити по формулі Ее = Еs - Еa. Ефективне випромінювання в ясні дні складає близько 0,07-0,10 кВт/м² на рівнинних станціях помірних широт і до 0,14 кВт/м² на високогірних станціях (де зустрічне випромінювання менше). Зі зростанням хмарності, що збільшує зустрічне випромінювання, ефективне випромінювання убуває. У хмарну погоду воно набагато менше, ніж у ясну; таким чином, менше і нічне охолодження земної поверхні. Ефективне випромінювання, звичайно, існує й у денні години. Але вдень воно перекривається частково чи компенсується поглиненою сонячною радіацією. Тому земна поверхня вдень тепліше, ніж уночі, унаслідок чого, між іншим, і ефективне випромінювання вдень більше. У середньому земна поверхню в помірних широтах утрачає через ефективне випромінювання приблизно половину тієї кількості тепла, що вона одержує від поглиненої радіації. Поглинаючи земне випромінювання і посилаючи зустрічне випромінювання до земної поверхні, атмосфера тим самим зменшує охолодження останньої в нічний час доби. Удень же вона мало перешкоджає нагріванню земної поверхні сонячною радіацією. Це вплив атмосфери на тепловий режим земної поверхні носить назву тепличного ефекту внаслідок зовнішньої аналогії з дією прозорих вікон теплиці.

Радіаційний баланс земної поверхні. Різницю між поглиненою радіацією й ефективним випромінюванням

R = (I sin h + i) (l - A) - Eе,

називають радіаційним балансом земної поверхні. Радіаційний баланс переходить від нічних, від’ємних, значень до денних, додатних, після сходу сонця при висоті його 10-15°. Від додатних значень до від’ємних він переходить перед заходом сонця при тій ж його висоті над обрієм. При наявності снігового покриву радіаційний баланс переходить до додатних значень тільки при висоті сонця близько 20-25°, тому що при великому альбедо снігу поглинання ним сумарної радіації мале. Вдень радіаційний баланс росте зі збільшенням висоти сонця й убуває з її зменшенням. У нічні години, коли сумарна радіація відсутня, від’ємний радіаційний баланс дорівнює ефективному випромінюванню і тому змінюється протягом ночі мало, якщо тільки умови хмарності залишаються однаковими.

Випромінювання у світовий простір. Раніш уже говорилося, що випромінювання земної поверхні в більшій частині поглинається в атмосфері і лише в інтервалі довжин хвиль 8,5-11 мкм проходить крізь атмосферу у світовий простір. Ця кількість, що виходить назовні, складає усього близько 10 одиниць, якщо прийняти потік сонячної радіації на межі атмосфери за 100 одиниць. Але, крім того, сама атмосфера випромінює у світовий простір близько 60 одиниць, тобто в кілька разів більше, ніж земна поверхня. Випромінювання нижніх шарів атмосфери поглинається її ж шарами, що лежать вище. Але в міру віддалення від земної поверхні вміст водяної пари - основного поглинача радіації - зменшується, і потрібний усе більш товстий шар повітря, щоб поглинути випромінювання, що надходить від шарів, що лежать нижче. Починаючи з деякої висоти кількість водяної пари стає недостатньою для того, щоб поглинути усе випромінювання, що йде знизу, і з цих верхніх шарів частина атмосферного випромінювання буде іти у світовий простір. Підрахунки показують, що найбільше сильно випромінюючі в простір шари атмосфери лежать на висотах 6-10 км. Довгохвильове випромінювання земної поверхні й атмосфери, що іде в космос, називається вихідною радіацією. Воно складає близько 70 одиниць, якщо за 100 одиниць прийняти потік сонячної радіації на межі атмосфери. Разом з відбитою і розсіяною короткохвильовою сонячною радіацією, що виходить за межі атмосфери у кількості близько 30 одиниць, ця радіація, що йде в космос, компенсує приплив сонячної радіації до Землі. Таким чином, Земля разом з атмосферою втрачає стільки ж радіації, скільки й одержує, тобто знаходиться в стані променистої (радіаційної) рівноваги.