Bazele fizice ale propagarii luminii

1.Radiatia corpului negru

Orice corp a carui temperatura este mai ridicata decat zero absolut emite o radiatie electromagnetica datorita agitatiei termice a atomilor sau moleculelor.

Un corp este caracterizat de puterea de emisie, emitanta E_{l, T}, adica fluxul energetic pe unitatea de suprafata, emis intr-un interval dl in jurul lungimii de unda l. Emitanta este o functie de lungimea de unda si temperatura si se exprima in wati/cm².

Cand pe un corp cade un flux F_l monocromatic, o parte din flux este reflectat in mediul din care provine, o parte este absorbit si energia corespunzatoare trece in alta forma de energie iar o parte este transmis prin traversarea corpului.

F_l F_r F_a F_t si notand r_l,T ; a_l,T ; t_l,T

deci: r_l,T+ a_l,T+ t_l,T

Un corp negru este un corp, care absoarbe in intregime toate radiatiile. Un astfel de corp are coeficientul de absorbtie a_l,T =1, indiferent de lungimea de unda si temperatura.

Corpurile din natura se vad datorita reflexiei luminii pe ele, deci in natura nu exista corpuri perfect negre.

Sa consideram o incinta inchisa, cu peretii la temperatura constanta T. Fiecare portiune din pereti emite spre interior radiatii si in acelasi timp primeste radiatii de la celelalte portiuni in mod egal.

Astfel, in incinta apare o radiatie de intensitate constanta in toate directiile, adica o radiatie de echilibru, izotropa si omogena, independenta de natura, forma si dimensiunile incintei. Radiatia astfel emisa prezinta un spectru continuu si poate fi caracterizata la o anumita temperatura, fie de puterea totala de emisie E_tot, fie prin puterea de emisie pentru diferitele lungimi de unda E_l,T

Tinand cont de considerente termodinamice, Kirchhoff, a aratat, ca pentru radiatia de echilibru, la o anumita temperatura raportul dintre puterea de emisie si cea de absorbtie este o functie de lungimea de unda si temperatura

Daca un corp este perfect negru, a_l =1 si relatia anterioara devine E_l =f(l,T) ceea ce inseamna ca se poate determina functia f(l,T) studiind emisia corpului la diferite temperaturi si lungimi de unda.

Consideram o incinta cu peretii inegriti prevazuta cu o mica deschidere. Acest dispozitiv poate fi considerat un corp negru. O raza de lumina ce patrunde prin deschidere in incinta sufera un mare numar de reflexii si absorbtii succesive astfel incat din fascicolul incident numai o foarte mica parte mai poate iesi in exterior.

Incalzind incinta, deschiderea apare ca un izvor luminos cu atat mai intens cu cat temperatura este mai mare. Experimental s-a determinat curba de distributie spectrala a puterii de emisie a unui astfel de corp negru la diferite temperaturi.

Curba prezinta un maxim accentuat care se deplaseaza spre lungimi de unda mai mici, pe masura ce temperatura scade.

Stefan si Boltzman, primul experimental, cel de al doilea in mod teoretic, au stabilit pe baze termodinamice relatia:

E_tot=unde T este temperatura, iar coeficientul s are unitatea de masura s =w.m^-2.grad^-4

Relatia pune in evidenta cresterea extrem de rapida a energiei cu temperatura. Daca temperatura se dubleaza, energia creste de 16 ori.

Tot pe considerente termodinamice, Wien, tinand cont de presiunea de radiatie si de efectul Doppler-Fizeau, a reusit sa stabileasca o relatie intre maximul de emisie l_M si temperatura T.

l_M.T=const.=2886

Relatie cunoscuta sub numele de 'legea lui Wien' verifica curbele experimentale.

Maximul radiatiei emise depinde de temperatura: la temperaturi mici maximul se situeaza in infrarosu, iar o data cu cresterea temperaturii trece in rosu, apoi in galben iar la urma spre violet

Sub aspectul teoriei electromagnetice clasice, lucrurile se prezinta in modul urmator: intr-o incinta izoterma, radiatia de echilibru izotropa exercita asupra peretilor o presiune egala cu densitatea de energie totala.

In interiorul incintei exista o densitate spectrala de energie

U_ld_l unde E_l=C., w fiind energia medie a unui oscilator elementar.

In aceasta situatie, peretii incintei sunt considerati ca fiind alcatuiti dintr-un numar mare de rezonatori (sau oscilatori) fiecare avand o perioada bine determinata.

Exemplu de rezonanta il constituie o particula care oscileaza in jurul pozitiei de echilibru, cu o frecventa anumita. Fiecare rezonator poate absorbi energie sub forma unei radiatii de aceeasi frecventa care-l pune in miscare sau daca rezonatorul oscileaza emite o radiatie.

Luand in considerare echilibrul echipartitiei energiei oscilatorilor elementari, valoarea medie a energiei ce revine fiecarui oscilator este

w=k.T, unde k este constanta lui Boltzman.

Prin inlocuire in formula anterioara se obtine expresia:

E_l p.Tl cunoscuta sub numele de formula Rayleigh-Jeans.

Aceasta formula este valabila doar pentru lungimile de unda mari si pentru temperaturi ridicate.

Pentru lungimi de unda mici, dispare concordanta cu datele experimentale, din formula nu mai rezulta un maxim pentru E_l ci o crestere continua pana la infinit (catastrofa ultravioleta) pe masura ce l scade.

Se observa din prezentarea anterioara, ca aplicarea legilor fizice clasice la problema emisiei radiatiilor electromagnetice de catre corpurile incalzite duce la un dezacord cu experienta.

In anul 1900 Planck abandoneaza principiul echipartitiei energiei si sugereaza ca emisia si absortia de energie de catre rezonatorii elementari se face discontinuu, prin cuante de energie a caror valoare energetica e_l depinde de frecventa radiatiei:

, h fiind o constanta universala, numita constanta lui Planck: h=6,62391.10^-43j.s

Se considera ca incinta contine n rezonatori de frecventa n. Unii rezonatori pot sa aiba o cantitate de energie, e=h. n, altii doua constante, altii trei cuante, ., iar altii nici una. Este evident ca nu se mai poate vorbi de echipartitia energiei.

Trecerea unui oscilator de la o energie la alta se face prin absorbtie sau emisie a unui numar natural de cuante de energie.

Distributia de energie pe cei n oscilatori se face la intamplare, conform legii de distributie a lui Boltzman. Deci din cei n oscilatori, A₀ vor avea zero, A₁ vor avea e_l, A₂ vor avea energia 2e_l, A₃ vor avea energia 3e_l

Conform calcului probabilitatilor vom avea:

A₁=A₀.e ^be_l, A₂= A₀.e ^be_l, ... unde b=1/KT.

Numarul total de oscilatori n va putea fi scris sub formula:

iar energia va fi:

W=0.A₀+e_lA₁+2e_lA₂+3e_lA₃+ . =

Valoarea energiei medii a unui singur oscilator va fi:

valoare care introdusa in relatia E_l duce la expresia:

Aceasta formula are ca si cazuri particulare legea lui Stefan, legea Wien si legea Rayleigh-Jeans.

2.Ecuatiile lui Maxwell

Conform teoriei lui Maxwell, lumina este un fenomen eletromagnetic. Aplicand legile generale ale electro-magnetismului se obtin aceleasi relatii ca si cele deduse din ipotezele lui Fresnel, privind interferenta, difractia, si polarizarea. Teoria electromagnetica explica fenomene noi, ca efectul Zeeman, efectul Stark, efectul Faraday, in care lumina este influentata de campul magnetic sau cel electric aplicat. Maxwell considera drept marimi fundamentale, campul electric E, campul magnetic H, deplasarea D, inductia magnetica B si polarizarea P, stabilind celebrele relatii: (TINTEA, H., 1972).

a.      div D = d

b.     div B = 0

c.      rot E = -

d.     rot B =d_d +

Din rezolvarea accestor ecuatii vectorul eletric este permanent perpendicular pe directia de propagare, unda fiind transversala. Experientele lui Wiener au aratat ca vectorul luminos al lui Fresnel coincide cu vectorul electric al undei electromagnetice. (TINTEA, H., 1972).

Efetele luminii asupra ochiului se datoreaza componentei electrice E a undei electromagnetice, componenta magnetica H neavand nici un rol din acest punct de vedere. (TINTEA H., 1972).

Campul magnetic si electric al undei electromagnetice se determina reciproc in mod univoc. Deci, intr-o unda electromagnetica polarizata liniar campul magnetic este perpendicular pe campul electric, in fiecare punct (DEUTSCH, R.V., 1979).

Fenomene care nu au avut explicatie, cum ar fi efectul fotoelectric, efectul Compton, fluctuatia si presiunea luminii, au fost explicate ducand la acceptarea adevarului privind caracterul corpuscular al luminii.

3.Caracterul dual al luminii

S-a vazut din cele precedente ca in anumite cazuri lumina se comporta ca un corpuscul cu energie, masa si cantitate de miscare determinata. Este necesar sa atragem insa atentia asupra faptului ca teoria fotonica asa cum a fost data de Einstein nu presupune o intoarcere la corpusculul lui Newton; in extensia marimilor ce caracterizeaza fotonul intra frecventa care nu are sens decat intr-o teorie ondulatorie. In alte cazuri aspectul ondulator al luminii este categoric; in fenomenele de interferenta, difractie si polarizare.

Este evident ca lumina poseda un dublu aspect, corpuscular si ondulatoriu, fiecare din ele excluzand insa pe celalalt.

Iata experienta lui Young: un fascicul de lumina care ajunge la un paravan prevazut cu doua deschideri apropiate. Un foton ce pleaca in linie dreapta de la sursa ajunge la paravan si eventual, traiectoria fiind potrivita, trece printr-una din deschideri ajungand la un ecran situat in spatele dublei fante. Este greu de admis ca fotonul-particula ce a trecut printr-una din deschideri sa fie influentat de deschiderea prin care nu a trecut. Nici macar ipoteza ca, trecand simultan prin cele doua deschideri mai multi fotoni, ei s-ar influenta reciproc, de unde o repartizare selectiva pe ecran in sensul ca in anumite regiuni ar ajunge mai multi fotoni (franje luminoase), in altele mai putini (franje intunecoase), nu poate fi sustinuta. Intr-adevar experiente facute cu fascicule atat de slabe incat nu treceau prin cele doua fante decat cate un foton deodata au dat exact acelasi rezultat, acelasi sistem de franje de interferenta ca si atunci cand fasciculul era mai intens. (De observat ca experiente asemanatoare au fost facute si cu electroni).

De aici dilema ce a dus la o criza in fizica pana in anul 1924. Pe de o parte fotonul care se manifesta cvasipunctual in regiuni extrem de mici ale spatiului (efect fotoelectric, efect fotochimic) pe de alta parte unda luminoasa ce are o intindere spatiala si este omogena din punctul de vedere al structurii sale.

Teoria ondulatorie prezice exact repartitia pe ecran a energiei dupa ce lumina a trecut prin cele doua fante, ne da pozitia franjelor si distributia de intensitate. Insa fenomenul de interferenta are loc si daca fotonii trec pe rand cate unul prin fante, suntem siliti sa atasam fiecarui foton cate o unda care sa interfereze si totusi pe ecran fotonul va actiona intr-un singur punct al acestuia. Dar, unda luminoasa ce o atasam fotonului individual nu mai are in acest caz caracteristicile unei unde clasice ci arata doar probabilitatea ca fotonul sa isi faca cunoscuta prezenta intr-un anume loc.

Daca in acel loc amplitudinea undei este mare, sansa ca fotonul sa se manifeste acolo este mare, daca amplitudinea este mica sau nula, sansa este mica sau nula.

Modul acesta de a vedea lucrurile explica multe din aspectele fenomenelor optice dar ne obliga sa abandonam unele idei pe care le avem in ceeace priveste corpusculii (fotonii). Un corpuscul este indivizibil si este susceptibil de a produce efecte observabile localizate precis intr-un anume punct unde se manifesta simultan si energia sa si cantitatea de miscare. De asemeni unui corpuscul ii atribuim in fiecare clipa o pozitie si o viteza bine determinata pe traiectoria sa, o linie dreapta daca mediul este izotrop.

Dar fotonul nu are totdeauna aceste proprietati ale corpusculului. El se comporta ca un corpuscul atunci cand produce actiuni localizate datorita energiei si cantitatii de miscare pe care le poseda dar in afara de aceste actiuni, noi nu mai putem preciza altceva asupra lui. De exemplu, nu are sens sa cautam prin care deschidere din cele doua a trecut unul dintre fotonii care contribuie la fenomenul de interferenta. Daca interceptam fotonul printr-un mijloc potrivit asupra careia el actioneaza atunci acest foton nu mai contribuie la fenomenul de interferenta.

In timpul propagarii sale, miscarea fotonului este reprezentata prin unda asociata lui, dar pozitia fotonului in frontul de unda nu poate fi precizata.

Cand fotonul actioneaza intr-un anume loc, unda asociata dispare. Se poate spune ca atunci cand se manifesta aspectul ondulatoriu, fotonul nu mai poate fi localizat (ca un corpuscul) si invers, cand fotonul este localizat manifestandu-se ca un corpuscul, aspectul ondulatoriu dispare.

Acest dualism unda-particula al fotonului a fost extins de catre de Broglie (1924) la toate particulele (electron, proton, .):

'De fiecare data cand intr-un sistem de referinta dat un element material poseda energia W, exista in acel sistem un fenomen periodic a carui frecventa este definita prin W=h.n

Impulsul elementului, mv, este legat de lungimea de unda a undei asociate si constanta lui Planck prin relatia p=

Atribuirea unei unde asociate, unei particule care nu dispare atunci cand actioneaza local, duce la comncluzia ca putem observa fenomene de interferenta cu orice particula la fel ca si cu fotonii.

Primele experiente in acest sens au fost facute de Davinson si Germer (1927) care au aratat ca un fascicul de electroni este difractat de un cristal de Ni la fel ca si un fascicul de raze X. Experientele similare au fost facute cu protoni si chiar cu molecule.

4.Radiatia electromagnetica si radiatia corpusculara

Radiatiile solare sunt rezultatul reactiilor termonucleare, in primul rand al sintezei de heliu. Soarele emite doua feluri de radiatii:

a.     electromagnetica

b.     corpusculara

Radiatia electromagnetica este formata din radiatii cu lungimi de unda cuprinse intre cele corespunzatoare infrarosului indepartat si radiatiilor vizibile, pana la cele corespunzatoare radiatiilor X si g

Radiatiile electromagnetice, se impart in functie de lungimea de unda, dupa cum urmeaza:

unde hertziene: 12 x 12¹⁰A⁰ - 8 x 10⁷A⁰ (1A⁰ = 10^-10m)

radiatii infrarosii: 8 x 10⁷A⁰ - 7.600A⁰

radiatii vizibile: 7.600A⁰ -3.800A⁰

radiatii ultraviolete: 3.800A⁰ - 200A⁰

radiatii Röngen: 200A⁰ - 5A⁰

b. radiatia corpusculara este constituita din particule de dimensiuni subatomice, din protoni si electroni, neutroni, ioni sau chiar particule a sau b . Aceasta radiatie este dirijata de campul magnetic terestru catre zonele polare (nu chiar in totalitate), unde la o inaltime mai mare de 100 km da nastere la ionizarea aerului si formarea aureolelor polare sau boreale.

Din spatiul cosmic ajunge pana la troposfera inferioara o radiatie ultrapatrunzatoare, numita radiatia cosmica. Aceasta are in componenta particule si antiparticule elementare, incluzand cuantele . Ea constituie astfel radiatia cosmica primara. La trecerea acestei radiatii prin atmosfera, se produc ciocniri cu nucleele atomilor din aer rezultand sfaramarea acestora, iar radiatia cosmica primara se transforma in radiatie cosmica secundara (predomina neutronii, mezonii si hiperonii).

Totalitatea radiatiei electromagnetice emise de Soare, reprezinta spectrul solar, cu lungimi de unda cuprinse intre 0,1nm, pana la radiatile de frecventa radio ale Soarelui.

In atmosfera terestra spectrul solar este limitat intre 0,29 mm si 15 mm. Cu toate acestea energia primita de Pamant este imensa, avand valoarea de 1,34 x10²⁴ cal/an.

Aceasta valoare reprezinta doar 2,2 x 10^-8 din emisia energetica solara in spatiu.

Distributia energiei in spectrul Soarelui in afara atmosferei prezinta emisia unui corp negru perfect, avand T = 6.000⁰K. O data cu patrunderea radiatiei solare in invelisul atmosferic, aceasta sufera modificari de energie si compozitie spectrala, datorita absortiei, difuziei si reflexiei exercitata de atmosfera (Fig.10).

Fig.10. Distributia energiei solare in functie de lungimea de unda

Intre radiatiile cu lI mm se intinde domeniul vizibil, a caror energie reprezinta aproximaiv 50I din fluxul energetic total, maximul de energie apare intre l mm, in timp ce ochiul omenesc are sensibilitatea maxima pentru radiatiie cu 0,75mm. Desi acest maxim de 4.750A⁰, nu apare ca normal, el se explica prin faptul ca aceasta radiatie contine cel mai mare numar de fotoni, energia unui foton fiind E=hn

Radiatiile cu lI mm apartin domeniului ultraviolet, energetic reprezintand sub 10I din energia totala.

Radiatia ultravioleta nu este importanta din punct de vedere energetic, ci exclusiv din punct de vedere al efectelor biologice (daunatoare).

Radiatiile infrarosii, cu l cuprinse intre 0,76 si 2,4 mm sau 30 mm prezinta o energie din ce in ce mai mica. Spectrul este intrerupt de benzi largi de absortie provocate in special de vaporii de apa sau moleculele de CO₂ din atmosfera. Scaderea de energie din infrarosu este foarte lenta comparativ cu cea dinspre ultraviolet care este foarte abrupta.

La limita superioara a atmosferei, energia se imparte astfel: 46I revine portiunii vizibile, 7I ultravioletului iar 47I infrarosului.

Cele mai importante marimi fizice folosite in studiul emisiei radiante sunt:

a.      Cantitatea de energie radianta Qe care reprezinta energia primita de la un corp, intr-un anumit interval de timp : Q = I

b.     Fluxul de energie radianta corespunzatoare unei suprafete F_e, care reprezinta cantitatea de energie radianta, pe suprafata respectiva in unitatea de timp: F_e = W sau F_e = cal/s. Considerand numarul de fotoni, caracteristic fiecarei radiatii, se poate explica repartizarea energiei.

c.      Densitatea de flux energetic reprezinta fluxul energetic pe unitatea de suprafata, asezata perpendicular pe flux. Densitatea de flux se mai numeste si intensitate a radiatiei, notandu-se cu litera I, pentru efectul global, iar cu I_l cand se refera la o anumita lungime de unda.

I = W/cm²

In meteorologie se foloseste unitatea numita Langley, adica:

1 cal/cm² = 1 lg

Este foarte important de remarcat ca Soarele, Pamantul si atmosfera terestra pot fi asemuite cu corpuri negre, emitand ratiatii corespunzatoare intervalului de temperaturi ale fiecaruia.

Actiunea atmosferei asupra radiatiei solare

Absorbtia, difuzia si reflexia radiatiei solare

La trecerea prin atmosfera, radiatia solara sufera modificari atat cantitative (intensitate) cat si calitative (compozitie spectrala). Aceste modificari sunt produse de absortia si difuzia radiatieiilor solare de catre aerul atmosferic.

Cea mai puternica absorbtie o exercita moleculele de ozon, dioxid de carbon si vaporii de apa.

Fenomenul de absorbtie din atmosfera are un puternic aspect selectiv. Ozonul prezinta principalele benzi de absorbtie in ultraviolet si vizibil, limitand spectrul solar, la nivelul ozonosferei, la lungimea de unda l=2900Å si producand astfel incalzirea aerului (mezosfera calda)

Absortia produsa de dioxidul de carbon este foarte puternica in infrarosu, intre lungimile de unda se 1240Å si 1710Å. In aceasta banda se afla emergia termica maxima emisa de atmosfera. In ceea ce priveste vaporii de apa spectrul de absorbtie al acestora este complex si este situat in infrarosu si vizibil, cu maximul in infrarosu. Vaporii de apa din dioxidul de carbon limiteaza spectrul solar pana la 1500Å, permitand totusi patrunderea undelor radio, pana la suprafata Pamantului.

Absortia datorita atmosferei reprezinta un procent de 10-16I din constanta solara, ceea ce insa nu poate explica procesul de incalzire al atmosferei.

Modificarile calitative ale radiatiei solare la trecerea prin atmosfera terestra, se datoreaza fenomenului de difuzie, fenomen produs atat de moleculele de aer (difuzia moleculara) cat si de particulele mai mari, cum sunt picaturile de apa, cristale de gheata, praf etc., (difuzia de particule).

Difuzia moleculara respecta legea Raylegh-Jeans:

in care:

k_d= coeficientul de extinctie (slabire) prin difuzie;

l=lungimea de unda a radiatiei respective;

n=indicele de refractie a mediului difuzant;

N=numarul de moleculae dintr-un centimetru cub de aer, la presiune normala si temperatura de 0⁰C.

In domeniul radiatiilor vizibile, coeficientul de extinctie prin difuzie, k_d, este invers proportional cu puterea a patra a lungimii de unda a radiatiei incidente si depinde de starea fizica a mediului difuzat (indicele de refractie n) (MARCU, M., 1983).

Conform relatiei anterioare, radiatiile cu lungime de unda mare din spectrul vizibil sunt mai putin difuzate, decat cele cu lungime de unda mici, care sunt intens difuzate. De aceea, cand atmosfera este relativ curata, cerul senin are culoarea albastra (razele albastre si violet sunt difuzate mai puternic decat cele rosii, predominand difuzia produsa de moleculele de aer).

Daca in atmosfera cantitatea de impuritati cu dimensiuni mai mari decat lungimea de unda a radiatiilor solare este semnificativa, apare o dubla difuzie, cea moleculara si difuzia pe particule. In cazul particulelor mari legea Rayleigh-Jeans nu mai este respectata, difuzia moleculara fiind aproape zero, si toate radiatiile sunt difuzate la fel, indiferent de lungimea de unda. Suprapunerea tuturor radiatiilor difuzate produce o culoare albicioasa a cerului, fapt ce explica culoarea aparenta a norilor si albastrul mai intens al cerului la zenit fata de orizont.

Culoarea rosie-portocalie a cerului la apusul si rasaritul Soarelui se datoreaza suprapunerii fenomenului de difuzie peste cel de absortie al radiatiilor solare. Dimineata si seara, drumul strabatut de radiatiile solare prin atmosfera este mai lung, datorita unghiului mic de inaltime al Soarelui. Radiatiile cu lungime de unda mai mare sunt puternic difuzate de particulele aflate in atmosfera joasa, iar radiatiile cu lungime de unda scurte sunt absorbite. Culoarea cerului poate da informatii asupra gradului de poluare sau chiar de evolutia viitoare a vremii.

In lipsa atmosferei, fara fenomenul de difuziune, cerul ar parea negru, iar Soarele ca un glob incandescent, cu contur bine determinat. Difuzia, indiferent daca este moleculara sau pe particule, produc o extinctie de 9I a radiatiei solare. Fenomenele de absortie si difuzie, produce impreuna o extinctie a radiatiei solare de 20-25I.

La trecerea prin atmosfera Pamantului, pe langa femomenele de absortie si difuzie, radiatia solara sufera si fenomenul de reflexie.

Reflexia se realizeaza pe scoarta Pamantului, pe ape, pe suprafetele acoperite cu vegetatie, pe nori etc. Capacitatea de reflexie a unui corp se numeste albedoul acelui corp, si se defineste ca fiind raportul dintre fluxul reflectat si fluxul incident inmultit cu 100, pentru exprimarea in procente.

unde:

F_r=fluxul reflectat

F_I=fluxul incident

A=albedoul suprafetei reflectante

Valoarea albedoului depinde de particularitatile fizice ale suprafetei reflectante, in special de culoarea acestora, de unghiul de inaltime al Soarelui, etc.

Unghiul de inaltime al Soarelui, sau incidenta radiatiei solare joaca un rol foarte important. Un fascicul de raze incalzeste mai putin o suprafata, cand nu este perpendicular la acea suprafata.

In pozitie normala, suprafata incalzita este egala cu sectiunea fasciculului. In pozitie oblica suprafata pe care se imprastie fasciculul creste, deci cantitatea de energie scade pe unitatea de suprafata (fig 11).

			Fig.11.%nclinarea razelor de soare fa]@ de verticala locului

 

In tabelul 7 se prezinta valoarea albedoului vatorva suprafete naturale.

Tabel 7

Albedoul catorva suprafete naturale

Din tabel reiese marea variabilitate a insusirii reflectante a suprafetelor naturale. Cel mai mare albedou il prezinta zapada proaspata, pe vreme geroasa, pentru unghiuri de inaltime ale Soarelui cu valori mici.

Albedoul solurilor se situeaza intr-un interval relativ ingust, 35-50I depinzand de culoare si umiditate.

O explicatie a faptului ca desi la poli suma radiatiei solare incidente este suficienta pentru a putea topi zapada cazuta annual, acest fenomen nu se petrece datorita albedoului mare al acestor zone.

In ceea ce priveste dependenta functiei A=f(l) (variatia albedoului in functie de lungimea de unda), pentru aceeasi suprafata reflectanta, albedoul este mai mic in cazul lungimilor de unda mai mici.

Variatia valorilor albedoului in cursul unei zile, este o functie descrescatoare de dimineata pana la amiaza si crescatoare de la amiaza pana seara. In cursul unui an, minimul valorilor albedoului se realizeaza vara. Albedoul creste o data cu scadera unghiului de inaltime al Soarelui. Variatii intamplatoare ale albedoului se produc si datorita conditilor locale, cum ar fi: vegetatia, starea de lucrare a solului, zapada, etc.

Starea de claritate si opacitate a atmosferei este caracterizata de coeficientul de transparenta si de factorul de opacitate.

Coeficientul de transparenta, p, al atmosferei indica fractiunea din constanta solara, care ajunge pana la suprafata Pamantului, daca Soarele este la zenit.

Daca atmosfera ar fi perfect transparenta, I=I₀ si p=1, adica atmosfera este perfect clara, cu coeficient de transparenta maxim, 1.

Factorul de opacitate, Op, caracterizeaza transparenta atmosferei din punctul de vedere al extinctiei si are formula:

Op= in care:

a_g+va_v+da_d este valoarea coeficientului de extinctie totala iar a_g, a_v si a_d sunt coeficientii de extinctie datorati gazelor, vaporilor de apa si pulberilor din atmosfera;

v reprezinta cantitatea vaporilor de apa din atmosfera exprimata prin inaltimea stratului de apa obtinuta din condensarea vaporilor de apa aflati intr-o coloana cu sectiunea de 1 cm² si lungimea de la sol pana la limita superioara a atmosferei;

d reprezinta cantitatea de pulberi continuta intr-un cm³ de aer.

Este de remarcat faptul ca extinctia produsa de gazele din atmosfera este constanta, pe cand cea produsa de vapori si pulberi este variabila.

Factorul de opacitate exprima actiunea tuturor cauzelor care intervin in micsorarea transparentei atmosferei; valoarea acestuia este intotdeauna mai mare decat 1. Valoarea 1 este o stare ideala a atmosferei, lipsita de vaporii de apa si de pulberi (STOICA, N., si colab., 1958). Conditiile locale si anotimpurile influenteaza factorul de opacitate, acesta fiind mai mare vara si mai mic iarna, mai mare in orase decat in spatii libere intinse.

Factorul de opacitate al atmosferei prezinta o variatie zilnica si una annuala de tipul unei oscilatii cu un maxim zilnic intre orele 13-15 si un maxim annual in lunile iunie-iulie.

Latitudinea si altitudinea influenteaza la randul lor factorul de opacitate. Astfel, factorul de opacitate scade o data cu cresterea latitudinii si cu inaltimea locului, (tabelul 8).

Tabel 8

Dependenta de latitudine si altitudine a factorului de opacitate

(STOICA, C., si colab., 1958)

O stransa corelatie este intre factorul de opacitate si tipul masei de aer. S-a ajuns la identificarea maselor de aer dupa valoarea factorului de opacitate, conform tabelului 9.

Tabel 9

Corelatia intre factorul de opacitate si masa de aer

(Hromov, S., P., si colab.,)

Legea lui Bouguer

Consideram ca SS^' este suprafata Pamantului, AB este limita superioara a atmosferei, iar ds este granita stratului de aer delimitat de suprafetele ab si cd.

Cand Soarele se afla in pozitia R, razele sale fac cu verticala OZ unghiul zenital

Presupunem ca intensitatea radiatiei solare pe planul cd este I, iar dupa ce strabate stratul ds, intensitatea scade cu dI.

Fig. 12 Influen]a atmosferei asupra lungimii drumului parcurs de razele solare

Aceasta diminuare a intensitatii va fi proportionala cu intensitatea initiala I si cu masa dm a atmosferei strabatute (fig.12).

di = - aIdm

a, fiind o constanta de proportionalitate. Semnul minus arata ca intensitatea I a razelor de soare se diminueaza.

Daca I₀ este intensitatea la limita superioara a atmosferei

care se mai scrie:

sau

In mod analog, considerand Soarele la zenit, I si m vor deveni I' si m', deci vom obtine:

ln

sau

deci:

Fie si vom obtine:

sau relatie ce reprezinta legea

lui Bouguer, pentru radiatia policromatica.

"Intensitatea razelor solare descreste in progresie geometrica, daca grosimea atmosferei strabatuta de acestea, creste in progresie aritmetica"

Legea lui Bouguer, sau legea fundamentala a extinctiei monocromatice se exprima cu relatia:

I_l-I_0lP_lm

Cu ajutorul legii lui Bouguer se poate calcula valoarea constantei solare I_o, prin logaritmarea expresiei I=I_opp^e

Log I = log I₀ + e log P.

Din dependenta e= f (log I) se obtine valoarea log I₀. (fig.13.)

			Fig.13. Compozi]ia spectral@ a radia]iilor solare ^n diferite pozi]ii ale soarelui

 

Intensitatea radiatiei ajunsa la suprafata Pamantului depinde de grosimea stratului de aer strabatut, adica de unghiul de inaltime al Soarelui. Cand Soarele se afla la zenit, razele solare strabat drumul cel mai scurt prin atmosfera. S-a convenit, ca masa coloanei de aer, avand grosimea atmosferei si suprafata de 1 cm² sa fie considerata drept unitate de masa atmosferica, m=1. Cu cat Soarele coboara spre orizont, cu atat drumul strabatut de razele sale prin atmosfera terestra creste.

Cand Soarele se afla la orizont masa coloanei de aer strabatuta de razele sale creste de 35,3 ori fata de masa coloanei verticale.

La randul ei, modul de variatie al masei atmosferice (crestere mai mica sau mai mare) depinde de unghiul de inaltime al Soarelui (fig.13).

La trecerea prin atmosfera radiatia solara sufera modificari cantitative si calitative.

Din figura 13 reiese o distributie specifica a energiei solare in atmosfera, diferita de cea a spectrului extraterestru (tabelul 10).

Tabel 10

Distributia spectrala in functie de unghiul de inaltime al Soarelui

Nr. crt.	Unghiul Soarelui	Radiatia UV I	Radiatia I.R. I	Radiatia vizibila I
	zenit

Atmosfera absoarbe cel mai puternic radiatiile cu lungimi de unda scurte si este mai transparenta pentru cele cu lungimi de unda mari.

Totodata prin insasi existenta sa (fig.13) atmosfera modifica pozitia maximului de radiatie inspre lungimile de unda lungi (rosii, galbene), aceasta deplasare fiind cu atat mai mare, cu cat unghiul de inaltime al Soarelui este mai mic.

Radiatia directa, difuza, terestra, atmosferica si efectiva

Principiul superpozitiei generat de actiunea legilor care modifica energia radianta, determina variatia zilnica si variatia annuala a acesteia.

Variatia zilnica a radiatiei directe, este o oscilatie simpla, care incepe o data cu rasaritul Soarelui, ajunge la o valoare maxima la amiaza si scade pana la zero in momentul producerii apusului (fig.14).

	Fig.14. Varia]ia diurn@ a intensit@]ii radia]iei solare directe ^n timpul verii la latitudini mijloci

Curba a prezinta cresterea energiei radiante pe o suprafata perpendiculara pe razele Soarelui, iar curba b prezinta variatia zilnica a energiei radiante pe o suprafata orizontala.

In urma procesului de difuzie a radiatiei solare, de catre atmosfera, rezulta radiatia difuza.

Distributia energiei radiatiei difuze difera de cea a radiatiei directe, prin numarul mare de radiatii cu lungimea de unda mica si maximul situat mai la dreapta cu lI

Variatia zilnica si anuala a radiatiei difuze este o functie depinzand de unghiul de inaltime al Soarelui, factorul de transparenta, altitudinea, nebulozitatea, etc.

Valoarea maxima zilnica se inregistreaza la amiaza (cer senin), iar valoarea maxima anuala se inregistreaza, vara, in luna iulie. (figura 15).

			Fig.15 Distribui]ia energiei ^n spectrul diferitelor feluri de radia]ii

 

A-spectrul solar extraterestru

B-radiatia solara directa pentru h=30⁰

C-radiatia difuza pe timp noros

D-radiatia difuza pe timp senin

E-radiatia corpului negru la t=30⁰C

F-radiatia atmosferica pe timp senin

Se observa ca maximul radiatiei difuze este aproximativ 0,25 din maximul radiatiei directe.

O mare diferenta apare intre radiatia difuza pe timp senin si cer noros. Norii pot marii intensivitatea radiatiei difuze de 3,4 ori fata de valoarea pe timp senin, iar norii grosi si densi prin absorbtia puternica micsoreaza radiatia difuza.

Coeficientul de transparenta si altitudinea, scad valoarea radiatiei difuze, o data cu cresterea lor.

Radiatia totala sau globala care ajunge la suprafata Pamantului se exprima prin formula:

I_g=Scosz+D unde:

I_g=intensitatea radiatie globale

S=radiatia directa

Z=unghiul razelor directe cu orizontala

D=radiatia difuza.

Datorita dependentei intensitatii radiatiei directe si difuze cu unghiul de inaltime al Soarelui, nebulozitatea, transparenta, etc., si intensitatea radiatiei globale este o marime variabila.

Soarele, Pamantul si atmosfera functioneaza ca niste corpuri negre.

Corpurile naturale nu sunt perfect negre, ele se vad, dovada ca o parte din lumina ce cade pe ele se reflecta.

Pierderea de energie prin radiatie micsoreaza temperatura corpului.

Prin absorbtia energiei solare, Pamantul se incalzeste, devenind astfel capabil sa emita radiatii, numite radiatii terestre.

Deoarece, limitele intre care variaza temperatura Pamantului sunt -60⁰C si +50⁰C el emite doar radiatii infrarosii cu lungimi de unda cuprinse intre 4 si 120 mm.

Conform legii lui Wien

l_MT = const = 2.886

Considerand temperatura medie a Pamantului ca fiind 15⁰C, rezulta pentru maximum de energie, lungimea de unda de:

l_pq

Conform legii lui Stefan-Boltzmann, aplicata suprafetei Pamantului

E=ks.T⁴

Radiatia terestra depinde de coeficientul relativ de radiatie k. Acesta poate avea valori cuprinse intre 0,85 si 0,99. Valoarea de 0,99 apare in cazul absortiei lungimilor de unda lungi decatre zapada proaspata, aceasta devenind practic un radiator absolut,

Tabel 11

Valorile coeficientului relativ de radiatie pentru

diferite suprafete naturale (MARCU, M., 1983)

Invelisul Terrei emite un flux de radiatie orientat spre atmosfera, care la randul ei emite un flux orientat nepreferential in toate directiile

Atmosfera, incalzindu-se pana la +50⁰C si racindu-se pana la -90⁰C, va emite radiatii infrarosii, cu lungimi de unda cuprinse intre 3 si 100mm. Conform aceleasi relatii:

l_M =

Comparativ pe acelasi grafic, este reprezentata dispunerea energiilor maxime pentru cele trei tipuri de variatii in functie de lungimea de unda (fig. 16).

			Fig.16. Maximele pentru radia]ia solar@, terestr@ }i atmosferic@ ^n func]ie de lungimea de und@

Se observa puternica deplasare spre lungimile de unda mari.

Radiatia atmosferica se propaga in toate directiile, nepreferential. Din aceasta cauza o parte se intoarce la Pamant, numindu-se contraradiatie.

Diferenta dintre radiatia terestra si contraradiatia se numeste radiatia efectiva a suprafetei terestre.

Partea importanta a contraradiatiei este asigurata de vaporii de apa, deoarece acestia au o pondere mare in atmosfera. Dioxidul de carbon, avand o prezenta redusa, emite doar o mica valoare din contraradiatie.

Valoarea radiatiei efective depinde de mai multi factori, cum sunt: temperatura suprafetei solului, temperatura aerului, umiditatea absoluta a aerului, prezenta cetii, a pulberilor si a fumului in atmosfera, si de coeficientul de opacitate.

Daca aerul este rece si uscat, contraradiatia are valori mici, iar daca temperatura solului este mare valoarea radiatiei terestre are valori mari, o radiatie efectiva mare va produce racirea solului, aceasta putand atinge temperaturi de 0⁰C in regiunile de desert.

Daca nu ar exista atmosfera suprafata terestra s-ar raci foarte mult prin efectul radiatiei nocturne.

In cazul cerului acoperit de nori, radiatia atmosferica poate depasi radiatia terestra, suprafata solului pastrandu-si temperatura, chiar crescand-o.

Ceata, fumul si pulberile atmosferice cresc valoarea contraradiatiei micsorand radiatia efectiva, pastrand deci temperatura pamantului. Acest efect este folosit in agricultura (aprinderea focurilor) pentru marirea contraradiatiei si diminuarea radiatiei nocturne.

Zapada, reflecta foarte puternic radiatiile cu lungimi de unda scurta, dar absoarbe si in aceeasi proportie si emite radiatiile cu lungime de unda lunga. Zapada are cea mai mare radiatie efectiva, aproximativ 0,99 din radiatia corpului negru.

Variatia zilnica a radiatiei efective prezinta maxim in jurul orei 12, si doua minime, unul dupa apusul Soarelui si altul inainte de rasarirea lui.

Variatia anuala este oscilatie simpla cu un maxim primavara si un minim in lunile de iarna.

Considerand temperatura medie a Pamantului, +15⁰C suprafata sa emite o radiatie cu valoarea 3,97.10^-6j.m^-2.s^-1. Tinand cont ca valoarea contraradiatiei este de 2,93.10^-6j.m^-2.s^-1 pierderea reala de energie este de 1,04 j.m^-2.s^-1. Din aceasta evaluare rezulta marele rol jucat de contraradiatie in mentinerea starii de incalzire a suprafetei terestre.

Comparand cantitatea de energie pe care Pamantul o primeste intr-o zi de vara senina, la latitudini medii cu radiatia atmosferica se constata ca ambele fluxuri au valori comparative.

Atmosfera actioneaza in dublu sens, lasand radiatia directa sa ajunga la sol si retinand radiatia terestra, producand astfel o stare se incalzire a solului. Fara prezenta atmosferei, temperatura medie a Pamantului ar scadea de la valoarea de +15⁰C la valoarea de -23⁰C.

In timpul iernii, conform legii lui Bouguer, maximul zilnic are valori mai mici decat in timpul verii, descrescand cu cresterea latitudinii. In timpul verii, la amiaza, poate aparea o saturatie a curbei, sau chiar o panta descendenta, cauzata de prezenta impuritatilor din atmosfera. Totodata, prezenta norilor duce la o evolutie total neregulata a curbei energiei radiante.

Energia radianta

La suprafata Pamantului ajunge radiatia solara directa F_D, radiatia difuza F_DIF si contraradiatia F_C. Simultan Pamantul reflecta o parte din radiatia solara F_R, emite propria sa radiatie F_T si reflecta o parte din contraradiatie F_CR.

Astfel bilantul radiativ la suprafata Pamantului, va fi:

F_Total  F_D F_DIF F_C F_R F_T F_CR

Pe vreme noroasa, radiatia directa este nula, bilantul radiativ devenind:

F_Total  F_DIF F_C F_R F_T F_CR

In timpul noptii, radiatia difuza si radiatia reflectata este nula, iar bilantul radictiv devine:

F_Total  F_C F_T F_CR

Radiatia terestra este mai mare decat contraradiatia si contraradiatia reflectata, deci fluxul va fi orientat dinspre sol inspre atmosfera. Aceasta radiatie este radiatia nocturna, care incalzeste atmosfera noaptea.

Bilantul termic al sistemului Pamant - atmosfera este dat de relatia:

F_Total F_Pamant F_Aer F_agregare F_{Procese biologice}

Acest bilant este mai dificil de calculat, datorita calculelor privind schimbarea starii de agregare, dar cu toate aproximatiile ilustreaza modul de utilizare al energiei calorice in urma bilantului radiativ.

In conditiile unui coeficient de transparenta de p=0,8 variatia zilnica a energiei radioactive la ecuator, la 45⁰ si la poli, in ziua echinoctiului de primavara si a solstitiului de vara este prezentata in figura 17, unde:

A este variatia la 0⁰ in 21 martie

B este variatia la 45⁰N in 21 martie

C₁ este variatia la poli, p = 0,8 in 21 iunie

C₂ este variatia la poli, p = 0,6 si p = 0,5 in 21 iunie

Fig. 17.Variatia zilnica a energiei radiante in functie de latitudine

Se observa din figura, ca pentru o perioada de timp lumina de 24 h, energia primita de poli este mai mare decat cea primita de Ecuator. Acest fapt se produce pentru o transparenta p=0,8, foarte rara la poli.

Cu cat coeficientul de transparenta se apropie de valoarea maxima, 1, cu atat in zilele din apropierea solstitiului de vara (numai atunci) energia cumulata in 24 ore la poli o depaseste pe cea de la latitudini mari. Aceasta energie este absorbita insa de blocurile imense de gheata, a caror caldura latenta este de de 80 kcal/kg. Variatia zilnica a radiatiei solare, depinde de locul geografic si de anotimp. Este foarte interesant de observat variatia zilnica a diferitelor componete a radiatiilor ce compun bilatul radiativ, (fig.18).

Fig.18 Variatia zilnica a bilantului radiativ si a componentelor sale.

In ceea ce priveste mersul anual al energiei radiante el depinde de variatiile perioadice ale unghiului de inaltime al Soarelui si de transpatenta atmosferei.

Maximul apare in ultimile luni ale primaverii sau la inceputul verii, cand transparenta este mare, si un minim cand Soarele are cea mai mica inaltime maxima. Amplitudinea oscilatiei anuale creste cu latitudinea si are valori mari pe suprafetele orizontale.

Variatia anuala a energiei solare este prezentata in figura 19.

			Fig.19. Varia]ia anual@ a cantit@]ii de energie solar@, pentru doi coeficien]i de transparen]@

Se observa ca apar trei perechi de curbe;

tipul ecuatorial, cuprins intre 20⁰N si 20⁰S, cu doua maxime la echinoctii (cel principal este primavara) si doua minime la solstitii. Amplitudinea oscilatiei este mica.

tipul latitudinilor mijlocii, intre 20⁰N si 20⁰S si cercurile polare respective, care reprezinta un maxim la solstitiul de vara, si un minim la solstitiul de iarna.

tipul polar, situat intre cercurile polare si cei doi poli, cu un maxim la solstitiul de vara, si un minim de la echinoctiul de toamna la cel de primavara.

Observatia conform careia cantitatea de energie radianta primita la poli, in cazul unui coeficient de transparenta p=0,75 este mai mare in preajma solstitiului de vara decat la Ecuator este perfect adevarata si pentru variatia anuala.

Pentru coeficientul de transparenta p=0,5, cantitatea de energie primita la poli in 24 ore este doar 2/3 din cea primita la tropice si 1/2 din cea primita la Ecuator.

Influenta radiatiilor solare asupra plantelor si animalelor

Preluarea energiei solare de catre plante se face prin procesul de fotosinteza, prin care substanta anorganica este transformata in substanta organica.

Activitatea de fotosinteza este preponderenta in frunza, aceasta fiind o adevarata uzina.

In limbul frunzei, in special in limbul orizontal se diferentiaza un parenchim asimilator foarte activ. Acesta este tesutul palisadic, bogat in cloroplaste sub epiderma fetei superioare (BINET, P., BRUNEL, I-P., 1968).

Din contra, partea inferioara a frunzei este ocupata de un parenchim lacunar fig.20.

			Fig.20. Sec]iune transversal@ ^ntr-o frunz@ de Tulipier de Virginia; structura bifacial@ (MEYER }i ANDERSON, 1939)

- ep.s.= epiderma superioara;

f.l.l. = fascicol liberian-lignos;

par. pal. = parenchim palisadic;

cl. = cloroplaste;

par. lac. = parenchim lacunar;

l = lacune;

ep.i. = epiderma inferioara;

st. = stomate;

l.s.st. = lacune substomatice

In cazul a numeroase monocotiledonate cu frunze verticale, parenchimul sau mezofilul poate avea o structura omogena. Unele frunze au un mezofil heterogen simetric:

doua straturi de parenchim palisadic, cate unul pe fiecare parte;

un strat central de parenchim lacunar. (BINET, P., BRUNEL, J-P., 1968).

Un kilogram de frunze proaspete contine in medie:

2 grame clorofila a;

0,75 grame clorofila b;

grame de pigmenti carotenoizi (0,15 g caroten si 0,35 g xantofil).

Clorofilele sunt solubile in alcool si in solventii lipidelor. Molecula de clorofila este o molecula dipolara cu un lant lung de fitol de aproximativ 20A⁰, hidrocarbonata si foarte hidrofila, in ciuda gruparilor care o inconjoara.

Din radiatia luminoasa, doar anumite lungimi de unda sunt absorbite:

banda lunga de rosu in jurul lungimii de 6.600A⁰;

doua benzi plasate in jurul portocaliului si galbenului (6.100A⁰ si 5.700A⁰);

banda de absortie in verde, care da culoarea clorofilei;

banda lunga si aproape continua in albastru-indigo-violet pana la limita spectrului vizibil (4.300A⁰-4.100A⁰); (Fig.21).

Pigmentii carotenoizi absorb in special radiatiile albastre si violete. Solutiile de clorofila bruta prezinta dicroism; ele sunt de culoare verde in lumina transparenta si de culoare rosie bruna in lumina reflectata.

Solutiile de clorofila bruta traversate de radiatii ultraviolete se lumineaza, deci ele restituie radiatie luminoasa vizibila. Fluorescenta este foarte puternica 'in vitro' si foarte slaba in prezenta unei fotosinteze intense. Aceast comportament induce o concluzie energetica foarte importanta si anume: 'energia luminoasa captata este transformata in energie chimica' (BINET, P., BRUNEL J-P.; 1968).

Pentru a determina intensitatea fotosintezei se pot folosi doua metode diferite:

prima este cea a determinarii castigului de masa prin metoda rondelelor;

a doua metoda este cea a determinarii schimburuilor gazoase ale fotosintezei.

Lumina este factorul extern esential fiind indispensabil in realizarea fotosintezei. Intensitatea de asimilare depinde de doi factori:

de intensitatea de iluminare, retinuta de tesuturile asimilatoare;

de natura radiatiei primita.

Existenta celor doua sisteme fotoreceptoare a fost pusa in evidenta de EMERSON intre anii 1941-1956 (efectul Emerson).

Fig.21.Spectrele de absorbtie a celulelor verzi (BINET, P., BRUNEL, J-P.; 1968)

Efectul Emerson ne sugereaza existenta a doua sisteme fotoreceptoare, care lucreaza cu doua lungimi de unda rosii, diferite, prima avand valoarea de 6.700A⁰ iar a doua 6.900A⁰ (HELLER, R., 1981). Aceasta afirmatie este sustinuta de urmatoarele:

un inhibitor, dichloramethylurea, suprima reactia HILL (degajarea de O₂) a cloroplastelor izolate, fara a impiedica insa urmarea reactiilor (producerea NADPH-ului, a ATP-ului, incorporarea CO₂-ului) cu conditia furnizarii unui alt donor de electroni decat apa (de exemplu: DPIPH₂, diclorofenol-indofenol redus);

cu un singur sistem fotoreceptor cresterea energiei electronilor va fi de 1,23 V (maximul posibil este de 1,35 eV) (HELLER, R., 1982).

Pigmentul activ al sistemului fotosintetic II este clorofila a F₆₈₀. Pigmentii accesorii sunt complexele Ca₆₇₂, clorofila b, ficobilinele si anumiti carotenoizi. (Fig.22.).

Fig.22. Cele doua sisteme fotosintetice;

stelute pline=formarea unui mol de ATP

stelute contur= consumarea unui mol de ATP

( )= potentialele de oxidoreducere in eV

traiectoriile cu linie plina = traiectoria ciclica a electronilor (HELLER, R., 1982)

Potentialul sau normal de oxidoreducere este de +0,9 eV, deci conform relatiei lui HILL:

2H₂O O₂ + 4H⁺ + 4e^- - reactie cunoascuta sub numele de fotoliza apei.

In cadrul sistemului fotosintezic FSI, pigmentul activ va fi un alt complex al clorofilei a, F₇₀₀. Potentialul sau normal de oxidare este de +0,43 eV. Sistemul FSI apare asociat cu citocromul f de potential +0,365V (HELLER, R., 1982).

Pentru ca parametrii luminii sa aiba semnificatie pentru plante ei trebuiesc perceputi ca atare, cuantificati prin mecanismele interne din plante si transformati in procese fiziologice.

Plantele si-au dezvoltat mecanisme impresionante pentru prelucrarea informatiilor privind lumina. Mecanismele astfel create sunt capabile sa determine cantitativ informatiile continute in generic spus, lumina.

Se accepta unanim existenta a trei tipuri de receptori ai luminii in plante; receptori pentru radiatiile ultraviolete, criptocromul si fitocromul.

In anul 1982, Smith a introdus termenul de fotoreceptie, intelegand prin aceasta procesul de percepere a semnalului luminos si transformarea lui intr-o reactie biochimica ce determina o modificare a proceselor de crestere si de dezvoltare al plantei.

Cel mai cunoscut fotoreceptor este fitocromul. Acesta este o cromoproteina solubila care are in componenta un dimer polipeptidic de 120 si respectiv 127 KDa si un cromofor tetrapirolic legat covalent de o apoproteina. (DOBROTA CRISTINA si MASAMACHI YAMASHITA, 1999).

Exista fitocromul activ (Fa) si fitocromul inactiv (Fi) ca forme fotoconvertibile. Fitocromul activ se transforma in fitocrom inactiv care la randul lui, prin absortia radiatiilor cu lungimea de unda de 7.300A⁰ se transforma din nou in fitocrom activ. Maximul de absorbtie pentru acesta, apare la lungimea de unda de 6.600A⁰. In figura 26 se prezinta structura cromoforului din fitocromul activ (Fa) si din cel inactiv (Fi).

			Fig.23. Structura cromoforului din fitocromul activ (Fa) }i din cel inactiv (Fi) (RUDIGER }i SCHEER, 1983)

In cazul lipsei de lumina, datorita suprapunerii spectrelor de absorbtie a celor doua forme (Fa) si (Fi) se sintetizeaza forma de fitocrom inactiv (Fi).

In lumina alba, raportul radiatiilor cu lungimi de unda de 6.600A⁰ si 7.300A⁰ produce un echilibru intre cele doua forme. De remarcat este faptul ca fitocromul creat in tesuturile crescute la intuneric are un raspuns imediat, dependent de raportul dintre radiatiile incidente si de capacitatea de transformare a unei forme in cealalta. In figura 27 se prezinta spectrele fitocromului activ (Fa) si a celui inactiv (Fi).

Fig. 24. Spectrele de actiune, de absorbtie si diferentiale ale Fa si Fi (DOBROTA CRISTINA si MASAMICHI YAMASHITA, 1999)

Raspunsul minim apare la 10^-1mmol.m^-2s^-1 a radiatiei cu lungimea de unda de 6.600A⁰, fiind ireversibil la expunerea in radiatia de 7.300A⁰.

Raspunsul cel mai frecvent este cel mediu in care cele doua forme (Fa) si (Fi) sunt total reversibile si sunt saturate de radiatia cu lungime de unda de 6.600A⁰, incepand cu 1^-1-10³mmol.m^-2s^-1. Raspunsul maxim depinde de rata de expunere si de cantitatea acesteia. (Fig.24).

			Fig.24.Conversia celor dou@ tipuri de fitocromi sub ac]iunea radia]iilor ro}ii (LIBBERT, 1987)

In plantele lipsite de lumina, etiolate, se sintetizeaza un fitocrom fotolabil, care dispare dupa expunerea la lumina, si este complet diferit de fitocromul ce se sintetizeaza in lumina. Lumina alba exercita un efect protector asupra fitocromului fotolabil, probabil prin stocarea conversiei intre cele doua forme la diferiti produsi intermediari. (POWELL, 1987).

Pentru plantele crescute in conditii normale de lumina concentratia de fitocrom activ (Fa) este independenta de raportul dintre radiatiile cu lungime de unda de 6.600A⁰ si 7.300A⁰. Este posibila existenta unor gene care codifica atat fitocromii fotolabili, cat si pe cei fotostabili. (GRIME, I. P., si HUNT, R., 1975).

Radiatiile albastre si ultraviolete, cu lungimi de unda cuprinse intre 3.500A⁰-5.000A⁰ sunt receptate de criptocrom.

Probabil, pentru receptarea radiatiilor din spectrul ultraviolet indepartat (2.900-3.500A⁰), exista un alt fotoreceptor.

Acesti receptori sunt flavoproteine sau carotenoproteine, cu o structura chimica reprezentata in figura 25.

			Fig.25 Structura chimic@ a criptocromului (DOBROT~ CRISTINA }i MASAMICHI YAMASHITA, 1999)

Factorii transportati de radiatia solara, sunt absorbiti de fotoreceptori, care trebuie sa initieze un semnal care initieze anumite procese fiziologice, fiind amplificat pentru a putea transmite informatia celulelor vecine.

Acelasi semnal luminos poate induce efecte diferite.

Fitocromul activ (Fa) si inactiv (Fi) au configuratii diferite, ca rezultat al interactiunilor cu membrana celulara. Fluxul ionic, potentialul electric si activitatea enzimatica sufera modificari datorita actiunii fitocromului asupra membranei celulare.

Radiatia luminoasa actioneaza prin fitocrom si afecteaza expresia genetica, controland propria biosinteza prin reglarea procesului de transcriptie in momentul expunerii la lumina, in cazul plantelor etiolate.

In tabelul 12 sunt expuse raspunsurile mediate de fitocrom si criptocrom.

Tabelul 12

Raspunsuri mediate de fitocrom si criptocrom

(DOBRITA CRISTINA si MASAMICHI YAMASHITA, 1999)

In ceea ce priveste germinatia semintelor, apare atat inhibarea cat si stimularea acesteia de catre lumina.

Lumina, prin cantitaatea si lungimea de unda, determina repausul germinal si inlatura inhibarea inainte de declansarea germinatiei.

Prin cercetarile lor CRESSWELL, E.G. si GRIME I.P., (1981) au aratat ca exista o dependenta stransa intre continutul in clorofila al plantei mame si germinatia la intuneric. Continutul ridicat de clorofila produce o scadere a cantitatii de fitocrom.

Pe de alta parte, semintele dependente de lumina pentru a germina, isi pierd aceasta dependenta daca sunt maturate fara bracteele verzi care le inconjoara.

Latitudinea si anotimpurile determina cantitatea de lumina in ciclul de 24 de ore, zi/noapte.

Plantele se impart in trei mari categorii, in functie de cantitatea de lumina necesara infloririi:

plante de zi lunga (PZL);

plante de zi scurta (PZS);

plante indiferente sau neutre (PI sau PN).

In cercetarile lor, GARDNER, G. (1974) si VINCE-PRUE, D., (1985 si 1986) au aratat ca (PZS) pentru a inflori, necesita o perioada de intuneric mai mare decat lungimea unei nopti obisnuite, iar fotoreceptorul implicat este fitocromul.

Lumina actioneaza in doua puncte si determina un raspuns fotoperiodic, raspunsul la lumina, realizat prin interferarea ritmului circadian endogen. Dupa o perioada de 5-6 ore, perceperea luminii este saturata, iar ritmul circadian endogen dispare. Dupa o perioada suficient de lunga (o fotoperioada) din perceptia lipsei luminii, apare ritmul circadian. (VINCE-PRUE, D., 1986).

Deci, un raspuns fotoperiodic depinde de faza de perceptie a luminii si acelasi fotostimul are actiune dubla, de inhibitor si stimulator. (DOBROTA, CRISTINA; MASAMICHI, YAMASHITA, 1999).

La plantele de zi lunga (PZL) apar o multitudine de factori determinanti ai raspunsului fotoperiodic (ex.: modificarile cantitative si de frecventa ale luminii). Diferenta fata de plantele de zi scurta, consta in actiunea termoperioadei.

Raspunsul fotoperiodic cel mai important se refera la reorientarea dezvoltarii optime (evitand factorii de mediu externi).

Continutul fitohormonal, cresterea organelor vegetative, formarea mugurilor, a pigmentilor, etc., sunt dependente de lungimea perioadei de lumina.

Efectul fotoperioadei asupra infloririi se studiaza mai usor la plantele din speciile ierboase, decat la plantele din speciile lemnoase. La cele din urma, dificultatile se datoreaza conditiilor de monitorizare (DRINCOVICH, M.F., si colab., 1998).

La plantele de zi lunga (PZL), inflorirea poate fi influentata de o crestere a intensitatii luminii si a excesului de CO₂.

Schimburile energetice ale unei plante cu mediul inconjurator sunt reprezentate in figura 30.

In cazul plantelor de zi scurta (PZS) un rol important in inflorire in are fitocromul activ. Scaderea cantitativa a acestuia, produce o scadere a raspunsului plantei (THIMANN, K.V., 1980). Lungimea de unda propice infloririi plantelor de zi scurta este cea de 660 nm, corespunzatoare radiatiei rosii. Plantele de zi lunga au inflorirea inlesnita de radiatiile cu l=660 nm si l=730 nm in cantitati egale. Situatia optima apare in cazul iluminarii incipiente cu lumina avand un continut scazut de radiatii in 730 nm, urmata de o lumina cu o intensitate mare. (DRINCOVICH, M.F., si colab., 1998).

Fig.26.Energia schimbata de planta verde cu mediul

inconjurator

Aplicarea luminii cu l=730 nm, la sfarsitul zilei, produce o crestere foarte accentuata a tulpinii (DOWNS, R.I., si colab., 1975). Aceasta situatie se regaseste in natura, in straturile de vegetatie de la baza padurilor. Aici se produce o absorbtie selectiva a radiatiilor cu lungimile de unda mai mici de 700 nm, producandu-se un fotoechilibru al fitocromului.

In procesul de etiolare, in cazul plantelor monocotiledonate apare cresterea frunzelor si dezvoltarea cloroplastelor, iar pentru plantele dicotiledonate apare cresterea numarului de frunze, se opreste cresterea tulpinii si apare tranzitia etioplastelor spre cloroplaste. (REANEY, M.J.T., si colab. 1989).

Durata zilelor si a noptilor se manifesta in functie de latitudine (figura 27).

Fig.27. Variatia duratei zilelor in functie de latitudine in emisfera nordica

Liniile orizontale caracteristice fiecarei specii, intersecteaza curbele, aratand durata critica de lumina sub sau peste care fiecare specie incepe inflorirea.

La Ecuator si in apropierea acestuia, variatia pe anotimpuri este foarte slaba, chiar neglijabila, pe cand la latitudini mari ea este foarte importanta. Fotosinteza si pierderile de apa sunt considerate in mod obisnuit independente de intensitatea luminoasa mare.

Avand in vedere fotosinteza, este reprezentata rata de crestere a fotosintezei in functie de iluminare pentru o singura frunza sau mai multe frunze.

Pentru o singura frunza, fotosinteza creste rapid cu cresterea intensitatii luminoase, atingand un maxim pentru o intensitate luminoasa destul de joasa. Nevoile energetice a mai multor plante, pentru a atinge acelasi prag de fotosinteza, sunt mult mai mari.

Cu cat intensitatea luminoasa descreste, cu atat conversia luminii, in fotosinteza, devine din ce in ce mai eficienta. Eficiente ale fotosintezei de 20I se pot atinge la valori de 0,1 - 0,2 din lumina solara completa. (GAASTRA, 1959)

Intr-o atmosfera bogata in CO₂, la lumina solara completa se obtin usor cresteri de fotosinteza, de 4I (BONNER I., 1962). In campul liber, pentru orez si grau s-au obtinut usor eficiente cuprinse intre 2,0I si 3,5I. Se poate considera deci ca valoarea medie a eficientei este de aproximativ de 2I. (Figura 28).

Fig.28. Legatura dintre rata fotosintezei si eficienta de conversie a energiei in functie de energia radianta.

Daca producerea de biomasa de catre plante, devine mai putin eficienta pe masura ce intensitatea luminii creste, se pune intrebarea de ce plantele produc mai mult la intensitati luminoase mari. (Figura 29).

Fig.29. Legatura dintre productia de garoafe si procentul radiatiei solare posibile.

Lumina intensa este necesara pentru a aduce toate frunzele din coronament la rata maxima de fotosinteza. Frunzele de sus ale plantei vor fi saturate de energie solara, dar cele din mijloc si bazale vor avea diferite grade de umbrire. Calitatea si cantitatea radiatiei in interiorul frunzisului nu va fi aceeasi pentru toate frunzele. Mai mult, speciile diferite s nu au aceeasi toleranta la lumina totala a Soarelui (figura 30.) (KRAMER P.J., 1944).

Punand doua plante identice, in conditii de mediu diferite, o anumita perioada de timp, readucandu-le in conditii identice, ele vor raspunde in mod diferit radiatiei luminoase. (Figura 31).

Fig.30. Dependen]a fotosintezei }i a CO₂ pentru plantele tolerante (Stejarul ro}u) }i plante intolerante (Pinul) la lumina intens@.