Солнечная постоянная - количество солнечной энергии, падающее за 1 мин на площадку в 1 см 2 , расположенную перпендикулярно солнечным лучам за пределами земной атмосферы на, среднем расстоянии Земли от Солнца. Иными словами, солнечная постоянная - это освещенность, которую Солнце создает на поверхности, перпендикулярной к его лучам, удаленной от него на расстояние в одну астрономическую единицу. При этом учитывается не только энергия видимых лучей, но и излучение всех других диапазонов длин волн (см. ), например невидимые ультрафиолетовые и инфракрасные лучи, почти полностью поглощаемые земной атмосферой. В настоящее время в результате совокупности наземных и внеатмосферных измерений солнечной постоянной ее значение известно с точностью до 1% и составляет 1,95 кал/(см 2 мин) = 1,36 кВт/м 2 .
Возможные колебания потока солнечной энергии в несколько сотых или десятых долей процента могут иметь существенное значение для геофизических и в первую очередь климатических явлений.
Вследствие эллиптичности земной орбиты реальный поток солнечного излучения, попадающий на Землю, изменяется в течение года почти на 7%. При этом его увеличение в Северном полушарии приходится на зиму, что несколько смягчает ее.
Самодельный гелиорегистратор
С помощью этой остроумной установки можно ежедневно регистрировать интервалы времени, в которые Солнце не закрыто облаками. Главная деталь прибора - фокусирующая линза.
Вероятно, все вы, ребята, пользовались лупой в качестве «выжига-тельного стекла». Вы знаете, конечно, что, для того чтобы выжечь на бумаге точку, нужно установить лупу перпендикулярно солнечным лучам, а бумагу расположить позади нее на удалении фокусного расстояния. Если лупу непрерывно поворачивать вслед за Солнцем, «заставить следить» за ним, то на бумаге прожгется черточка, которая будет увеличиваться до тех пор, пока наше дневное светило не скроется за облаками или не уйдет за горизонт. На этом и основан принцип работы гелиорегистратора. Только в приборе заводского изготовления (метеорологи называют его гелиографом) привычную нам линзу заменили прозрачным стеклянным шаром, который работает как выжигающее стекло вне зависимости от положения Солнца над горизонтом.
В самодельном гелиорегистраторе в качестве шаровой линзы можно с успехом использовать наполненную водой и герметически закрытую шарообразную колбу. Универсальный штатив с шарнирным зажимом послужит держателем. Вы можете сделать его сами, используя фотоштатив и зажим из двух деревянных брусочковг имеющих вырезы в форме полуколец по размеру горлышка колбы. К держателю, например, с помощью деталей «конструктора» прикрепите дугообразную металлическую полоску; на ее внутренней поверхности укрепите скрепками ленточку из бумаги-миллиметровки, на которой оставит прожженный след движущееся по небу Солнце. Радиус, длину и ширину металлической дуги (соответственно и бумажной полоски), как и ее удаление от колбы, надо определить экспериментальным путем. Эти параметры зависят от фокусного расстояния используемой линзы.
Гелиорегистратор установите на площадке с открытой южной частью небосвода. Горлышко колбы направьте вверх и наклоните к северу в большей или меньшей степени, в зависимости от времени года. Самодельный гелиорегистратор можно использовать и зимой. Для того чтобы вода в колбе не замерзала, растворите в ней примерно столовую ложку поваренной соли, а лучше - хлорида кальция кристаллогидрата. Зимой бумажные полоски должны быть темного цвета.
Если ежесуточно менять бумажные полоски, не забывая проставлять на них даты, то обработка полученных результатов позволит вам со временем определить число солнечных дней в прошедшем году, распределение их по месяцам и по сезонам, суммарное число часов прямой солнечной радиации и т. д. Эти данные интересны при исследовании астроклиматических условий в месте наблюдения и при изучении солнечно-земных связей. При вычислении ежесуточной продолжительности прямого солнечного сияния вам поможет таблица в статье .
Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter .
Солнечная постоянная
Со́лнечная постоя́нная - суммарный поток солнечного излучения, проходящий за единицу времени через единичную площадку, ориентированную перпендикулярно потоку, на расстоянии одной астрономической единицы от Солнца вне земной атмосферы . По данным внеатмосферных измерений солнечная постоянная составляет 1367 Вт / ², или 1,959 кал /см²·мин.
Инструментальные измерения солнечной постоянной
Прямые инструментальные измерения солнечной постоянной стали производиться с развитием внеатмосферной астрономии, то есть с середины 1960-х, при проводившихся ранее наблюдениях с поверхности Земли приходилось вносить поправки на поглощение солнечного излучения атмосферой.
Вариации солнечной постоянной
Солнечная постоянная не является неизменной во времени величиной. Известно, что на её величину влияют два основных фактора: расстояние между Землей и Солнцем, изменяющееся в течение года по причине эллиптичности орбиты Земли (годичная вариация 6,9 % - от 1,412 кВт/м² в начале января до 1,321 кВт/м² в начале июля) и солнечная активность. Это влияние обусловлено, в основном, изменением потока излучения при изменении числа и суммарной площади солнечных пятен, при этом поток излучения меняется сильнее всего в рентгеновском и радиодиапазоне. Поскольку период прямых измерений солнечной постоянной относительно невелик, то её изменение на протяжении 11-летнего цикла солнечной активности (цикла Швабе), по-видимому, не превышает ~10 −3 , доля изменчивости в оптическом диапазоне, обусловленная вкладом солнечных пятен, оценивается ~10 −4 . Для оценки вариаций солнечной постоянной в течение более длительных солнечных циклов (циклы Хейла, Гляйсберга и пр.) данные прямых измерений отсутствуют.
В соответствии с современными моделями развития Солнца, в долгосрочной перспективе его светимость будет возрастать примерно на 1 % за 110 миллионов лет .
Влияние на климат Земли и косвенные методы измерения
Долгопериодические вариации солнечной постоянной имеют большое значение для климатологии и геофизики: несмотря на несовершенство климатических моделей, расчётные данные показывают, что изменение солнечной постоянной на 1 % должно привести к изменению температуры Земли на 1-2 .
Световая солнечная постоянная
Освещённость перпендикулярной потоку площадки, расположенной за пределами атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца, в видимом диапазоне спектра называется световой солнечной постоянной. По оценке В. В. Шаронова середины XX века она равна 135000 люксов . В англоязычной литературе понятию «световая солнечная постоянная» соответствует термин «solar illuminance constant».
См. также
- Солнечные циклы
Примечания
Ссылки
Wikimedia Foundation . 2010 .
Смотреть что такое "Солнечная постоянная" в других словарях:
СОЛНЕЧНАЯ ПОСТОЯННАЯ, мера количества солнечной энергии, получаемой телом, находящимся на определенном расстоянии от Солнца. Для Земли солнечная постоянная определяется как солнечная энергия, получаемая на единицу площади в верхних слоях… … Научно-технический энциклопедический словарь
Суммарный поток солнечного излучения, проходящий через единичную площадку, перпендикулярную направлению лучей и находящуюся вне земной атмосферы на расстоянии 1 а. е. от Солнца. Солнечная постоянная равна приблизительно 1370 Вт/м² … Большой Энциклопедический словарь
См. Константа солнечная. Экологический энциклопедический словарь. Кишинев: Главная редакция Молдавской советской энциклопедии. И.И. Дедю. 1989 … Экологический словарь Большая советская энциклопедия
Суммарный поток солнечного излучения, проходящий через единичную площадку, перпендикулярную направлению лучей и находящуюся вне земной атмосферы на расстоянии 1 а. е. от Солнца. С. п. равна прибл. 1370 Вт/м2 … Естествознание. Энциклопедический словарь
Эту статью следует викифицировать. Пожалуйста, оформите её согласно правилам оформления статей … Википедия
У этого термина существуют и другие значения, см. Радиация (значения). В этой статье не хватает ссылок на источники информации. Информация должна быть проверяема, иначе она может быть поставлена под сомн … Википедия
Солнечная постоянная
S 0 - интегральный поток солнечного излучения, проходящий через единичную площадку, перпендикулярную направлению лучей, за пределами земной атмосферы и на среднем расстоянии от Солнца (1 а.е.). При определении С.п. с поверхности Земли приходится вводить поправки, учитывающие (ослабление светового потока) в земной атмосфере. Чтобы уменьшить эти поправки, с середины 1960-х гг. измерения С.п. производились аппаратурой, поднятой на большие высоты, в частности с ракет и спутников. Согласно внеатмосферным измерениям, С.п. составляет (13676) Вт/м 2 , или 1,959 кал./(см 2 мин). Независимые определения С.п. по данным измерений распределения энергии в спектре Солнца дают величину (137314) Вт/м 2 . Зная С.п., можно определить светимость Солнца и его ср. . Действительно, энергия, излучаемая Солнцем по всем направлениям, проходит через поверхность сферы радиусом м. На каждый м 2 этой сферы приходится энергия
Вт. Следовательно, светимость
Солнца Вт (T э =5770
К). Земля получает лишь долю излучаемой Солнцем энергии.
С.п. не явл. истинно постоянной величиной. Ее вариации, обусловленные гл. обр. солнечными пятнами, составляют не более сотых долей %, причем сильнее всего поток излучения меняется в рентг. и радиодиапазонах. В пределах 11-летнего цикла солнечной активности С.п. может меняться, по-видимому, не более чем на неск. десятых долей %. Для выявления вариаций С.п. необходимы длинные ряды абс. измерений с погрешностью, не превышающей 0,1%.
Точные данные о С.п. необходимы многим смежным наукам: геофизике, климатологии, экологии; особенно важны сведения о том, как изменяется и изменялась в прошлом С.п. (напр., с 11-летним циклом солнечной активности), каковы ее вековые изменения. Изменения С.п. на 0,1% на протяжении одного года ведут к изменению глобальной температуры Земли не менее чем на 0,1 К, что уже влияет на климат (оценка сильно зависит от принятой модели атмосферы Земли). Полагают, что изменения климата Земли с характерными временами 2500 лет и 80-100 лет, по крайней мере частично, объясняются изменениями С.п. Точные измерения С.п., ее спектр. составляющих вне земной атмосферы и у поверхности Земли, помогут решить экологическую проблему влияния деятельности человека на климат Земли, на атмосферный слой озона (озоносферу) и т.п.
В предыдущей главе мы вывели зависимость плотности энергии излучения от частоты. Во многих задачах используются интегральные по спектру характеристики: плотность энергии, интенсивность и поток. Сначала вычислим плотность энергии. Затем определим понятия интенсивности и потока и выведем формулу для полной интенсивности. В конце главы сформулируем модель границы изотропного источника, в рамках которой справедлива формула Стефана-Больцмана.
3.1 Интегральная по спектру плотность энергии
Проинтегрируем формулу (4.7) главы 2 по всему интервалу частот:
Переходя, как обычно, к безразмерной переменной
получим, что плотность энергии пропорциональна четвёртой степени температуры:
Вычислим безразмерный интеграл в правой части последней формулы. Он является частным случаем интегралов вида
соответствующим n = 4. Разложим дробь в подынтегральном выражении:
Искомый интеграл представляется в виде ряда
каждое слагаемое которого аналитически выражается через гамма-функцию
Следовательно,
Сумма в последней формуле известна как дзета –функция Римана:
Выпишем ряд её значений, некоторые из которых понадобятсянам в дальнейшем:
|
z (n ) |
||
|
аналитич . |
||
|
π 2 /6 |
1.645 |
|
|
1.202 |
||
|
π 4 /90 |
1.082 |
|
|
1.037 |
||
Функция z (n ) имеет аналитическое выражение при чётных значениях аргумента. Итак, множитель пропорциональности в формуле, выражающей зависимость плотности энергии U от температуры T :
(1.1)U = a ·T 4 ,
равен
В последней формуле присутствует постоянная Больцмана
k = 1.3802·10 –16 эрг/К ,
означающая, что температура в ней выражена в градусах Кельвина.
Иногда множитель a называют постоянной Стефана–Больцмана для плотности энергии. Используется также другая форма закона Стефана–Больцмана, связывающая полный поток F и температуру чёрного тела:
F = s T 4 .
Чтобы определить величину s , необходимо сформулировать модель, в которой поток от чёрного тела отличен от нуля. Такая модель будет изложена в следующих разделах, а сейчас вычислим полное число квантов N ф в единичном объёме чёрного тела. Для этого проинтегрируем по всем частотам формулу (4.8) второй главы:
Если измерять температуру в градусах Кельвина, то
(1.3)N ф ≈ 20.3·T 3 .
В качестве примера оценим плотность числа фотонов реликтового излучения, температура которого, как известно, равна 2.73 К :
Последняя величина значительно превышает среднюю плотность частиц во Вселенной, которая по разным оценкам лежит в диапазоне от 10 –3 см –3 до 10 –6 см –3 .
3.2 Основные понятия теории излучения
Описание поля излучения основано на понятии интенсивности как энергии, протекающей через единичную площадку за единицу времени в заданном направлении в избранном интервале частот. Хотя интенсивность является характеристикой только поля излучения и не зависит от способа измерения, для её определения полезно ввести представление о некотором абстрактном приборе, который мы назовём«контрольной площадкой».
Контрольной площадкой будем считать плоскую поверхность небольших размеров (рис. 2.1), на которой задано направление. Обозначим через D S её площадь, а n - перпендикулярный ей единичный вектор.
Направление излучения характеризуется двумя величинами: вектором k и телесным углом D W вокруг него. При известных k и D W говорят об «излучении в направлении k внутри телесного угла D W ». Иногда речь идёт просто об излучении в определённом направлении k , при этом телесный угол D W подразумевается.
Интенсивность
Понятие интенсивности даёт наиболее полное представление о пространственном и частотном распределении фотонов (при необходимости - и о состояниях поляризации).
Вначале сосредоточим внимание на той части излучения, которая проходит в направлении вектора n . Величины D S и D W положим настолько малыми, что излучение можно считать однородным вдоль площадки и не зависящим от направления внутри телесного угла D W . Будем следить за прохождением излучения в течение столь короткого промежутка времени, что никакие его характеристики не успевают измениться. В таких условиях количество энергии D E, протекшей через площадку за время D t в интервале частот D ω , пропорционально произведению D S ·D W ·D ω ·D t . Следовательно, отношение
не зависит от размеров контрольной площадки, продолжительности измерения и выбранного угла раствора.
Но последнюю формулу ещё нельзя считать полноценной характеристикой поля излучения, так как осталась зависимость от направления площадки. Действительно, если наклонить площадку так, что векторы k и n образуют угол q , то в том же самом поле излучения количество энергии, прошедшей через площадку, уменьшится пропорционально |cos q |.
Величина энергии, протекающей сквозь площадку, пропорциональна площади её проекции на плоскость волнового фронта:
D E µ D S cos q .
Таким образом, если D t , D S и D W удовлетворяют условиям применимости формулы (2.1), то отношение
уже не зависит от направления контрольной площадки и может быть принято в качестве характеристики поля излучения.
Устремим к нулю D S , D ω , D W и D t . Получающийся в результате предел называется интенсивностью:
Интенсивность является фундаментальным понятием. В случае анизотропного поля излучения именно через неё выражаются все другие функции направления и частоты.
«Входящая» и «выходящая» энергия
Интенсивность всегда считается положительной величиной, что заставляет нас приписывать определённый знак проходящей через площадку энергии D E. А именно, из положительности отношения D E /cos q в (2.2) следует:
Из данного соглашения вытекает следующая терминология. Если q - острый угол, то говорят, что излучение «выходит» из площадки, а при тупом угле q оно «входит» в неё. Этой условной терминологии мы будем придерживаться в дальнейшем. Она определяется выбором знака направления вектора n вдоль перпендикуляра к контрольной площадке. Сменив направление n на противоположное, мы превращаем «входящее» излучение в «выходящее» и наоборот.
Учёт симметрии
Введём сферическую систему координат (рис.3.2.2). Начало отсчёта помещаем в центр контрольной площадки, а направление на полюс P выберем вдоль вектора n . При таком выборе осей
полярный угол некоторой точки M совпадает со введённым ранее углом q между векторами n и k . Плоскость экватора совпадает с контрольной площадкой. Азимутальный угол j отсчитывается вдоль экватора от нулевого меридиана PG .
Во всех решаемых нами задачах поле излучения обладает достаточно высокой степенью симметрии; по крайней мере, оно всегда цилиндрически симметрично. Это обстоятельство мы учитываем соответствующим выбором контрольной площадки, направляя вектор n вдоль оси симметрии. Направление нулевого меридиана можно выбирать произвольно, так как от азимутального угла j интенсивность не зависит. Поэтому интегрирование по j в данном случае сводится просто к умножению на 2π . В дальнейшем мы будем считать, что система отсчёта выбрана именно таким образом, что интенсивность зависит только от полярного угла q , а при интегрировании по телесному углу справедливо равенство
позволяющее свести двумерный интеграл к одномерному. Здесь f (q ) - любая функция полярного угла.
Поток
Среди космических объектов встречается много точечных источников излучения, то есть, источников, угловые размеры которых значительно меньше разрешающей способности телескопа. К ним относятся практически все звёзды, кроме Солнца. Понятие интенсивности для излучения точечных источников лишено смысла и для них пользуются другой величиной - потоком излучения. Поток является мерой полной энергии, протекающей через единичную площадку, направление которой известно. Разобьём полный телесный угол 4π на N участков малого размера D W i :
Теперь измерим энергию D E i , проходящую через площадку в направлении D W i , и найдём сумму
При этом мы учитываем соглашение (2.3) о знаке D E i : если энергия «входит» в площадку, то ей приписываем положительный знак, а если «выходит», то отрицательный. В пределе бесконечно большого числа разбиений на бесконечно малые площадки сумма (2.5) превращается в интеграл
где обозначение контурного интеграла напоминает, что интегрирование ведётся по всем направлениям с учётом знака dE . Во время суммирования по углам мы, как и выше, полагали величины D S , D t и D ω настолько малыми, что энергия D E пропорциональна произведению D S D t D ω . Как и в случае интенсивности, потоком F ω называется предел
Сопоставляя определения (2.2) и (2.6), приходим к выражению потока через интенсивность:
У точечных источников измеряется именно поток излучения. В случае цилиндрической симметрии, когда справедлива формула
Обычно мы будем пользоваться последней формулой.
Суммирование по угловым переменным в (2.6), на первый взгляд, должно означать, что поток не зависит от направления. Это действительно так, если иметь в виду характеристику поля излучения. Но величина потока зависит от направления площадки. Здесь проявляется различие между интенсивностью и потоком. Если мы изменим направление контрольной площадки, не меняя поля излучения, то интенсивность в любом направлении останется прежней, но поток через площадку станет другим. Поэтому при вычислении потока важно указывать, о какой площадке идёт речь. Далее мы будем иметь в виду обычно принимаемое предположение, что площадка расположена перпендикулярно лучу зрения.
Средняя интенсивность
Средняя интенсивность Jω определяется как делённый на 4π интеграл от интенсивности по всем направлениям:
В случае изотропной (не зависящей от направления) интенсивности, когда
I ω = I 0,
постоянный множитель I 0 можно вынести за знак интеграла. Учитывая, что телесный угол полной сферы равен 4π , получим
J ω = I 0 .
В (2.9) мы суммируем именно интенсивность, а не прошедшую через площадку энергию с учётом знака. Это свойство отличает среднюю интенсивность от потока. Особенно сильно различие проявляется в только что рассмотренном случае изотропного излучения. Здесь количество «втекающей» и «вытекающей» энергии одинаково в каждом направлении, откуда следует, что полный поток через любую площадку равен нулю.
Интенсивность и плотность энергии
Средняя интенсивность связана с плотностью энергии излучения. Обозначим посредством dU ω (W ) плотность энергии квантов, летящих в определённом направлении d W . За время D t в телесном угле D W через площадку D S , расположенную перпендикулярно рассматриваемому направлению, проходит количество энергии, равное произведению dU ω (W ) на объём параллелепипеда площадью D S и высотой c ·D t ,(c - скорость света). Воспользовавшись определением интенсивности (2.2), напишем
откуда получим выражение для полной плотности энергии:
или, согласно (2.9)
Итак, плотность энергии излучения однозначно связана со средней интенсивностью.
Поток от границы изотропного источника
Сформулируем модель границы изотропного источника. Графически она изображена на рис.(3.2.3).
Аналитически модель определяется следующей зависимостью интенсивности от полярного угла q :
Смысл этого выражения в том, что исходящее от границы излучение изотропно, но отсутствует излучение, входящее в неё извне. Такое поле излучения уже не является изотропным, и поэтому его поток может быть отличен от нуля. С помощью (2.8) получим
(2.13)F = π I 0 .
Подчеркнём, что, строго говоря, (2.13) не есть связь между потоком и интенсивностью, так как поток - это число, а интенсивность - функция угла. Равенство числа и функции возможно только в том случае, если функция принимает постоянное значение во всей области определения. Но изотропной интенсивности отвечает поток, равный нулю. Формула (2.13) справедлива только для функции I ω (q ) из (2.12).
Формула Стефана–Больцмана
Формула Стефана-Больцмана для интегрального по всему спектру потока излучения F справедлива в рамках сформулированной выше модели границы изотропного источника. Внутри чёрного тела интенсивность I равна своему среднему по углам значению J , которое, в свою очередь, с помощью формулы (2.11) выражается через плотность энергии. Воспользовавшись(1.1 ) и (1.2 ) окончательноприходим к
(2.14)F = s T 4 ,
есть постоянная Стефана–Больцмана для потока излучения, или просто постоянная Стефана–Больцмана.
3.3 Н екоторые приложения
Приведём несколько приложений модели чёрного тела к космическим объектам.
Светимость Солнца
Спектр Солнца близок к планковскому с температурой
T e ≈ 6·10 3 K,
а его радиус R e составляет около 6.96·10 10 см. Поэтому светимость Солнца равна
Она обусловлена, в конечном итоге, переработкой водорода в гелий, причём излучение уносит около 0.8% от энергии покоя в расчёте на один нуклон. На стадии главной последовательности в этом процессе участвует около одной десятой массы звезды. Принимая массу Солнца равной 2·10 33 г, приходим к выводу, что его запас энергии составляет около 1.4·10 51 эрг. Таким образом, Солнцу осталось «жить» на главной последовательности примерно 10 10 лет.
Солнечная постоянная
Снова считая Солнце чёрным телом, оценим энергию, приходящую от него на единичную площадку в окрестности Земли. Расстояние r между Землёй и Солнцем примем равным одной астрономической единице:
r = 1 а.е .= 1.495979·10 13 см.
Разделив светимость Солнца на площадь сферы радиуса r , получим так называемую солнечную постоянную, то есть, поток всего излучения, падающий вне атмосферы Земли на площадку единичной площади при среднем расстоянии Земли от Солнца:
В настоящее время среднестатистическое энергопотребление составляет несколько киловатт на одного жителя нашей планеты. Несколько квадратных метров солнечных батарей, казалось, могли бы обеспечить среднедушевую потребность в энергии . Однако, низкая эффективность батарей (теоретический к.п.д. батарей составляет около 40%, а серийных элементов - 10%.), переменчивость погоды, некруглосуточный режим работы, непредсказуемые экологические последствия затенения огромных площадей и выведения их из хозяйственного оборота - всё это делает перспективы солнечной энергетики весьма проблематичными.
Температура Земли
Оценим температуру Земли, исходя из условия лучистого баланса. Поверхность Земли считаем абсолютно чёрным телом с температурой T Å . Радиус Земли обозначим R Å . На Землю приходит энергия Солнца, равная произведению солнечной постоянной f на площадь земного диска причём доля этого излучения, равная альбедо A, отражается обратно в мировое пространство. Среднее значение альбедо Земли A (альбедо Бонда) равно 0.36. Будем полагать, что, достаточно быстро вращаясь, Земля равномерно прогревается и всю пришедшую на неё энергию переизлучает по закону Стефана-Больцмана. Отсюда следует уравнение баланса:
из которого следует формула для температуры Земли:
>
Радиус Земли выпал из окончательного результата. Таким образом, для определения температуры нагреваемого Солнцем объекта важны не его размеры, а расстояние от Солнца. Подставляя значения известных параметров, получим численную оценку температуры T Å :
T Å ≈ T Å / 23 ≈ 258 K = –15° C.
В действительности климат Земли значительно более мягкий. Её средняя температура составляет около 18° C за счёт так называемого парникового эффекта - нагрева нижней атмосферы излучением поверхности Земли. Атмосфера поглощает восходящий от поверхности планеты поток длинноволнового излучения, нагревается и, в свою очередь, нагревает поверхность Земли. Как мы установили в разделе (2.7) второй главы, для человеческого глаза максимум в спектре излучения Солнца приходится на длину волны около 5500Å. Температура Земли, согласно оценке предыдущего раздела, примерно в 23 раза меньше температуры Солнца, следовательно в её спектре излучения максимум приходится на длину волны примерно 10 мкм. Роль парникового эффекта иллюстрирует рис. 3.3.1. Жёлтым цветом вверху обозначен спектр излучения Солнца в модели чёрного тела, а
красным - излучение Земли. Оба спектра приведены в относительных единицах. Зелёная линия внизу - степень поглощения земной атмосферой излучения на разных длинах волн. Хорошо видно, что солнечный свет проходит сквозь атмосферу практически беспрепятственно. Наоборот, на участке спектра от 10 до 20 мкм находятся полосы поглощения молекул CO 2 , H 2 O, O 3 , CH 4 . Они–то и поглощают излучение, приходящее с поверхности Земли.
Эффективная температура звезды
Не только у Солнца спектр излучения близок к функции Планка. Таким свойством обладает большинство звёзд. Поэтому в астрономии принята особая единица измерения интегрального потока - эффективная температура T eff . Она определяется следующим образом. Если интегральный поток, излучаемый с поверхности звезды, равен F star , то
Физическое содержание этого определения раскрывается его сравнением с формулой (2.14). Эффективная температура - это температура чёрного тела, размеры и светимость которого совпадают с размером и светимостью звезды. Формально (3.1) применимо к любому источнику и является всего лишь мерой потока. Но если источник имеет тепловую природу, то величина T eff даёт представление о температуре его поверхности.
Солнце можно разделить на внутреннюю часть и атмосферу. Температура внутренней части превышает 5 ∙10 6 . Здесь возникают термоядерные реакции перехода водорода в гелий. Энергия этих реакций распространяется из недр Солнца путем поглощения и переизлучения световых квантов вышележащими слоями. В верхнем слое (толщиной около 100 000 км) этой части, называемом конвективной зоной, перенос энергии осуществляется также путем конвекции (скорость подъема горячих масс газа и опускания холодных масс -1- 2м/с).
Атмосфера Солнца состоит из трех слоев. Самый нижний слой толщиной 100-300 км носит название фотосферы. Она представляет собой сильно ионизированный газ с температурой 5000-6000 К и давлением на верхней границе около 100 гПа. Фотосфера излучает практически всю энергию, поступающую на Землю от Солнца. Выше фотосферы расположена хромосфера, простирающаяся до высоты 10 000-15 000 км, и солнечная корона, представляющая собой почти полностью ионизированный газ - плазму (с числом частиц в 1 см 3 около 3 ∙10 7 у основания короны и около 200 вблизи орбиты Земли).
Температура Солнца понижается с увеличением расстояния от центра его лишь до верхней границы фотосферы. В хромосфере температура возрастает с увеличением высоты, сначала медленно (до десятков тысяч Кельвинов), а затем быстро, и достигает миллиона Кельвинов на границе между хромосферой и солнечной короной.
Повышение температуры в хромосфере и короне принято объяснять рассеянием энергии звуковых и других волн, которые возникают в конвективной зоне.
Скорость истечения плазмы вблизи Солнца относительно мала (порядка десятков километров в секунду), затем она возрастает и вблизи орбиты Земли достигает нескольких сотен километров в секунду. Поток заряженных частиц - корпускул, летящих от Солнца во всех направлениях, получил название солнечного ветра.
Солнечная атмосфера, и в частности фотосфера, весьма неоднородна и неспокойна. В ней наблюдаются факелы, флоккулы, хромосферные вспышки и другие процессы, являющиеся источниками корпускулярных потоков, более сильных, чем солнечный ветер. Особенно резко возрастает корпускулярное и электромагнитное излучение Солнца при хромосферных вспышках продолжительностью от нескольких минут до нескольких часов. Плотность вещества в местах вспышки значительно больше, чем в окружающих областях хромосферы, а скорость движения корпускул достигает 1000 км/с. При определенной ориентации такой поток корпускул через 1-2 сут достигает Земли и вызывает магнитные бури, полярные сияния и другие геофизические явления. Во время вспышки сильно возрастает интенсивность рентгеновского и радиоволнового излучения, а также излучения в некоторых участках ультрафиолетовой и видимой областей спектра.
В фотосфере возникают относительно холодные образования (с температурой около 4600 К) неправильной формы с очень сильными магнитными полями, получившими название солнечных пятен. Они обычно появляются группами в широтных зонах 35-5° по обе стороны от солнечного экватора и существуют от нескольких часов до нескольких месяцев.
Весь комплекс кратко описанных нестационарных явлений в солнечной атмосфере называют солнечной активностью. Для ее количественной характеристики используются различные индексы. Наиболее распространенный среди них - число Вольфа W , пропорциональное сумме общего числа пятен f удесятеренного числа их групп g:
где k - эмпирический коэффициент.
Число Вольфа обнаруживает колебания во времени со средним периодом около 11 лет (при изменении отдельных периодов от 7 до 17 лет). Такие колебания свойственны и другим проявлениям солнечной активности и обусловленным ею геофизическим явлениям. Число Вольфа во время минимума солнечной активности изменяется от 0 до 11, а во время максимума - от 40 до 240. В течение 11-летнего цикла меняется не только число солнечных пятен, но и положение зоны их образования. Кроме колебания с периодом около 11 лет, наблюдения позволили выявить ряд колебаний солнечной активности с другими периодами (27 сут, 22 года, 80-90 лет).
Важнейшее значение имеет проблема выяснения связи солнечной активности с процессами и явлениями в земной атмосфере - так называемая проблема солнечно-земных связей. По этой проблеме за последние десятилетия выполнено много исследований. Однако в целом она еще не решена. В частности, остается неясным механизм связи с солнечной активностью погодообразующих процессов, наблюдаемых в тропосфере и стратосфере.
Весь спектр излучения Солнца принято делить на ряд областей (в скобках указаны граничные длины волн λ):
гамма-излучение (λ < 10 -5 мкм);
рентгеновское излучение (10 -5 мкм < λ < 10 -2 мкм);
ультрафиолетовая радиация (0,01 мкм < λ < 0,39 мкм);
видимое излучение спектра или видимый свет (0,39 мкм < λ << 0,76 мкм), который, в свою очередь, подразделяется на семь цветов:
инфракрасная радиация (0,76 мкм < λ < 3000 мкм);
радиоволновое излучение (λ > 0,3 см).
Выделяют также ближний ультрафиолетовый (0,29-0,39 мкм) и ближний инфракрасный (0,76-2,4 мкм) участки спектра.
Большая часть(свыше 95 %) излучения Солнца приходится на область так называемого оптического окна (0,29-2,4 мкм), включающего видимый, ближние ультрафиолетовый и инфракрасный участки спектра. Эта область носит название оптического окна по той причине, что именно здесь земная атмосфера наиболее прозрачна для солнечного излучения (пропускает около 80 %), в то время как излучение в дальних ультрафиолетовой и инфракрасной областях (на которые приходится около 1 и 3,6 %) полностью или почти полностью поглощается атмосферой. Отметим попутно, что, помимо волн оптического диапазона атмосфера прозрачна также для радиоволнового излучения в интервале длин волн 1-20 см.
Излучательная способность Солнца близка к излучательной способности абсолютно черного тела с температурой около 5800 К. В табл. 5.1 и на рис. 5.3 приведено распределение по длинам волн солнечной радиации на верхней границе земной атмосферы. Однако излучение Солнца близко к излучению абсолютно черного тела только в видимой и ближних инфракрасной и ультрафиолетовой областях спектра. В интервале 0,29-0,21 мкм излучение Солнца убывает с длиной волны быстрее, чем у черного тела. Однако далее оно убывает медленнее, и уже вблизи λ≈ 0,1 мкм Солнце излучает в 2-3 раза больше энергии, чем черное тело.
При λ < 0,05 мкм излучение Солнца резко отличается от излучения черного тела. Это объясняется тем, что в области λ < 0,2 мкм интенсивность излучения фотосферы снижается до минимума и основным источником излучения служит горячая плазма верхней хромосферы и нижней короны Солнца.
Таблица 5.1 . Спектральная плотность потока I * λ0 сол.радиации на верхней границе атмосферы (при I * 0 = 1,353 кВт/м2) и доля (D λ) потока солнечной радиации во всем интервале длин волн короче λ
Рис. 5.3. Спектральная плотность I * λ0 потока солнечной радиации на верхней границе
атмосферы. I-по данным Такаекары и Драммонда (1970), 2 - по данным Джонсона (1954).
Интенсивность излучения Солнца в области очень коротких волн (особенно интенсивность рентгеновского излучения) подвержена резким колебаниям во времени - в десятки и сотни раз в 11-летнем цикле солнечной активности. Эти колебания, несмотря на малую энергию, оказывают определенное влияние на процессы, протекающие в самых верхних слоях земной атмосферы. Однако вклад рентгеновского излучения, равно как и радиоволнового, которое подвержено еще более значительным колебаниям, в общий поток солнечной радиации ничтожно мал. По этой причине даже резкие колебания этих излучений практически не сказываются на интегральном потоке солнечной радиации, для которого характерно постоянство во времени.
Считая Солнце по своим характеристикам близким к абсолютно черному телу, можно оценить температуру Солнца. При этом разные методы дают несколько различные результаты. Максимум излучательной способности Солнца приходится на видимый участокспектра, на длину волны λ т =0,4738мкм. На основании закона Вина получаем так называемую цветовую температуру Солнца: Т с = 6116 К
Второй метод определения температуры Солнца основан на формуле (5.1.17) для потока излучения и на понятии солнечной постоянной. Количество солнечной радиации, поступающее в единицу времени на единичную поверхность на верхней границе земной атмосферы, перпендикулярную солнечным лучам, при среднем расстоянии Земли от Солнца, называется солнечной постоянной. Обозначим солнечную постоянную через I * 0 значение солнечной постоянной вследствие тех больших трудностей, которые возникают при ее определении, не установлено до настоящего времени.
Широкие возможности для определения I* 0 оявились в последние десятилетия на основе наблюдений потока солнечной радиации с помощью ИСЗ. Согласно новейшим данным актинометрических измерений на спутниках, наиболее вероятное значение солнечной постоянной заключено в интервале 1,368 - 1,377 кВт/м 2 (максимальный разброс составляет 1,322 - 1,428 кВт/м 2 при отсутствии какой-либо регулярности изменения во времени - отсюда и термин „солнечная постоянная").
К. Я. Кондратьев и Г. А. Никольский на основе данных измерений на аэростатах, поднимавшихся до высоты около 30 км, получили (путем экстраполяции аэростатных данных за пределы атмосферы) для I*0 6 кВт/м2. Не исключено, что солнечная постоянная испытывает некоторые изменения во времени под влиянием колебаний активности Солнца. По К. Я. Кондратьеву и Г. А. Никольскому, наибольшее значение /0 наблюдается при W = 90... 100. При значениях числа Вольфа вне этого интервала солнечная постоянная уменьшается, при этом максимальное отклонение достигает 2 %.
Наряду с понятием солнечной постоянной, включающей энергию всех длин волн (ее называют также астрономической солнечной постоянной), некоторые авторы (Дж. Джордж, С. И. Сивков) предложили ввести понятие метеорологической солнечной постоянной. Последняя представляет собой поток солнечной радиации на верхней границе атмосферы в спектральном интервале 0,346-2,4 мкм. Из спектра солнечной радиации исключается, таким образом, та часть излучения, которая никогда не достигает тропосферы и не оказывает влияния на ее тепловой режим. Метеорологическая солнечная постоянная равна по Джорджу 1,26 кВт/м 2 , по Сивкову 1,25 кВт/м 2 .
Если известно значение солнечной постоянной, то можно подсчитать поток излучения Солнца B с. Обозначим через г 0 среднее расстояние Земли от Солнца (г 0 = 149,5 млн. км), через а радиус Солнца (а = 696,6 тыс. км).
Каждый квадратный метр сферы радиусом г 0 получает за 1 с энергию I* 0 ; количество энергии, получаемое всей сферой радиусом Го, равно количеству энергии, излучаемой Солнцем
Зная поток B с и приравнивая его σТ с 4 , находим температуру фотосферы Солнца: T с = 5805 К. Температура Солнца, определенная по значениям I * 0 и B с, носит название эффективной или радиационной температуры. При практических расчетах температуру Солнца полагают равной 6000 К.
Количество энергии, излучаемое Солнцем, распределяется между различными участками спектра следующим образом: ультрафиолетовая область (λ < 0,39 мкм) - около 9 % , видимый участок спектра (0,39 мкм ≤ λ ≤0,76 мкм) - 47 %, инфракрасная область (Х> 0,76 мкм) - 44 %.
Из изложенного выше следует, что Солнце излучает энергию в широком диапазоне длин волн. Однако свыше 99 % этой энергии приходится на участок спектра, заключенный между 0,10 и 4 мкм. Солнечную радиацию по этой причине часто называют коротковолновой, в отличие от инфракрасной (длинноволновой ) радиации Земли и атмосферы, свыше 99 % которой приходится на интервал длин волн от 3-4 до 80-120 мкм.