太陽放射

放射とは

すべての物体は、その温度に応じた電磁波を放出しています。この電磁波によるエネルギーの放出を放射といいます。太陽も地球も、それぞれの温度に応じた放射を行っています。

電磁波はその波長によって分類されます。波長が短い方から順に並べると、ガンマ線 → X線 → 紫外線 → 可視光線 → 赤外線 → マイクロ波 → 電波となります。

可視光線は人間の目に見える波長帯（約0.4〜0.7μm）の電磁波です。可視光線の中でも波長が短い方から、紫 → 藍 → 青 → 緑 → 黄 → 橙 → 赤と色が変化します。可視光線より波長が短い側が紫外線、長い側が赤外線です。

太陽と地球では表面温度が大きく異なるため、放出する電磁波の波長帯も異なります。

太陽放射は主に可視光線の波長帯にエネルギーが集中しているため短波放射と呼ばれ、地球放射は主に赤外線の波長帯にエネルギーが集中しているため長波放射と呼ばれます。

太陽放射と地球放射は波長帯がほぼ重なりません。これを利用すれば、大気中で観測される放射を波長帯によって「太陽由来」か「地球由来」か区別することができます。

太陽定数（約1370 W/m²）とは、地球の大気上端において、太陽光線に垂直な面が1m²あたり1秒間に受ける太陽放射エネルギーの量です。

ただし、太陽定数は地球全体が均等に受けるエネルギーを表しているわけではありません。地球は球体なので、太陽光線に正対しているのは赤道付近だけで、高緯度地方では光が斜めに当たるぶんエネルギーが薄まります。

地球が太陽から受け取るエネルギーの総量を考えるには、地球の断面積（太陽光線を遮る影の面積）を使います。地球の半径をRとすると断面積はπR²です。一方、地球全体の表面積は4πR²です。したがって、地球の表面1m²あたりの平均受取量は太陽定数の1/4、つまり約342 W/m²になります。

物体の温度が高いほど、放射のエネルギーが最大になる波長は短くなります。これをウィーンの変位則といいます。

λmax ＝ 2897 / T
（λmax：最大エネルギーの波長[μm]、T：物体の温度[K]）

太陽（約6000K）の場合、λmax＝2897÷6000≒0.48μm。これは可視光線の青〜緑の波長帯にあたります。地球（約255K）の場合、λmax＝2897÷255≒11.4μm。これは赤外線の波長帯です。

物体が放射するエネルギーの総量は、温度の4乗に比例します。これをシュテファン・ボルツマンの法則といいます。

E ＝ σT⁴
（E：単位面積あたりの放射エネルギー、σ：シュテファン・ボルツマン定数、T：温度[K]）

この法則は、温度がわずかに変化するだけで放射エネルギーが大きく変化することを意味しています。たとえば温度が2倍になると放射エネルギーは2⁴＝16倍にもなります。

放射エネルギーは距離の2乗に反比例して弱くなります。太陽から遠い惑星ほど、受け取るエネルギーが少なくなるのはこのためです。

E ∝ 1 / r²
（r：太陽からの距離）

たとえば、太陽からの距離が2倍になれば、受け取るエネルギーは1/4になります。