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.
Понятие о солнечной радиации
Солнечная радиация (солнечное излучение) – это вся совокупность солнечной материи и энергии, поступающей на Землю. Солнечная радиация состоит из следующих двух основных частей: во-первых, тепловой и световой радиации, представляющей собой совокупность электромагнитных волн; во-вторых, корпускулярной радиации.
На Солнце тепловая энергия ядерных реакций переходит в лучистую энергию. При падении солнечных лучей на земную поверхность лучистая энергия снова превращается в тепловую энергию. Солнечная радиация, таким образом, несет свет и тепло.
Солнечная радиация – это важнейший источник тепла для географической оболочки. Вторым источником тепла для географической оболочки является тепло, идущее от внутренних сфер и слоев нашей планеты.
В связи с тем, что в географической оболочке один вид энергии (лучистая энергия) эквивалентно переходит в другой вид (тепловая энергия), то лучистую энергию солнечной радиации можно выражать в единицах тепловой энергии – джоулях (Дж).
Интенсивность солнечной радиации должна быть прежде всего определена за пределами атмосферы, так как при прохождении через воздушную сферу она преобразуется и ослабевает. Интенсивность солнечной радиации выражается солнечной постоянной.
Солнечная постоянная – это поток солнечной энергии за 1 минуту на площадь сечением в 1 см 2 , перпендикулярную солнечным лучам и расположенную вне атмосферы. Солнечная постоянная может быть также определена как количество тепла, которое получает в 1 минуту на верхней границе атмосферы 1 см 2 черной поверхности, перпендикулярной солнечным лучам.
Солнечная постоянная равна 1, 98 кал / (см 2 х мин), или 1, 352 кВт/ м 2 х мин.
Поскольку верхняя атмосфера поглощает значительную часть радиации, то важно знать величину ее на верхней границе географической оболочки, то есть в нижней стратосфере. Солнечная радиация на верхней границе географической оболочки выражается условной солнечной постоянной. Величина условной солнечной постоянной равна 1, 90 – 1, 92 кал / (см 2 х мин), или 1,32 – 1, 34 кВт / (м 2 х мин).
Солнечная постоянная, вопреки своему названию, не остается постоянной. Солнечная постоянная изменяется в связи с изменением расстояния от Солнца до Земли в процессе движения Земли по орбите. Как бы ни были малы эти колебания, они непременно сказываются на погоде и климате.
В среднем каждый квадратный километр тропосферы получает в год 10,8 х 10 15 Дж. (2,6 х 10 15 кал). Такое количество тепла может быть получено при сжигании 400 000 т каменного угля. Вся Земля за год получает такое количество тепла, которое определяется величиной 5, 74 х 10 24 Дж. (1, 37 х 10 24 кал).
8.5.Распределение солнечной радиации «на верхней границе атмосферы» или при абсолютно прозрачной атмосфере
Знание распределения солнечной радиации до ее вступления в атмосферу, или так называемого солярного (солнечного) климата, важно для определения роли и доли участия самой воздушной оболочки Земли (атмосферы) в распределении тепла по земной поверхности и в формировании ее теплового режима.
Количество солнечного тепла и света, поступающее на единицу площади, определяется углом падения углом падения лучей, зависящим от высоты Солнца над горизонтом, и продолжительностью дня.
Распределение радиации у верхней границы географической оболочки, обусловленное только астрономическими факторами, более равномерно, чем реальное распределение у земной поверхности.
При условии отсутствия атмосферы годовая сумма радиации в экваториальных широтах составляла бы 13 480 МДж/см 2 (322 ккал/см 2), а на полюсах 5 560 МДж/м 2 (133 ккал/см 2). В полярные широты Солнце посылает тепла немного меньше половины (около 42 %) того количества, которое поступает на экватор.
Казалось бы, солнечное облучение Земли симметрично относительно плоскости экватора. Но это происходит только два раза в год, в дни равноденствия. Наклон оси вращения и годовое движение Земли обусловливают ассиметричное ее облучение Солнцем. В январскую часть года больше тепла получает южное полушарие, в июльскую – северное. Именно в этом заключается главная причина сезонной ритмики в географической оболочке.
Разница между экватором и полюсом летнего полушария невелика: на экватор поступает 6 740 МДж/м 2 (161 ккал/см 2), а на полюс около 5 560 МДж/м 2 (133 ккал/см 2 в полугодие). Зато полярные страны зимнего полушария в это же время вовсе лишены солнечного тепла и света.
В день солнцестояния полюс получает тепла даже больше, чем экватор (46,0 МДж/м 2 (1,1 ккал/см 2) и 33.9 МДж/м 2 (0,81 ккал/см 2).
Таким образом, солярный климат на полюсах в годовом выводе в 2,4 раза холоднее, чем на экваторе. Однако надо иметь ввиду, что зимой полюсы вообще не нагреваются Солнцем.
Реальный климат всех широт во многом обязан земным факторам. Главнейший из них – ослабление радиации в атмосфере, и разное усвоение е земной поверхностью в различных географических условиях.
14. Солнечная постоянная и солнечная активность.
Солнце является звездой нашей галактики, оно представляет собой плазменный шар с радиусом большим радиуса Земли в 110 раз и массой в 300 тысяч раз большей массы Земли. В центральной части Солнца происходят реакции синтеза гелия и водорода, они поддерживают температуру приблизительно в 16 млн*К.
Из законов квантовой механики следует, что при такой температуре основная часть излучений приходятся на рентгеновский диапазон частот, но это не так.
Рентгеновское излучение из центральной части Солнца поглощается вышележащими слоями. Электромагнитное излучение из центральной части до поверхности доходит в течении 1 млн лет, в следствии переизлучения. При этом спектральный состав существенно не изменяется.
Излучение от Солнца к Земле возникает в тонком поверхностном слое (фотосфере). Средняя температура 6 тыс*К. Поверхность фотосферы неоднородна, она состоит из ярких гранул и пятен. Пятна обычно наблюдаются на экваториальной части Солнца. Поток лучистой энергии, исходящий из пятен, в 3 раза меньше потока из гранул (температура пятна 4.5тыс*К).
Возникновение и исчезновение пятен свидетельствует о цикличности процессов на Солнце.
Солнечный цикл - периодический процесс, появляющихся и развивающихся на Солнце активных областей, характеризуется выходом на поверхность сильных магнитных полей.
Наибольшее наглядное проявление Солнечного цикла связано с изменением числа солнечных пятен со средней периодичностью 1.2 КЛ.
Для характеристики Солнечной активности используют числа Вольфа
где g- число групп пятен Солнца, f - число пятен на видном полушарии Солнца, K – коэффициент, зависящий от применения инструмента наблюдения.
Продолжительность 11 летнего цикла Солнечных изменений приблизительно 10-12 лет.
Наблюдение за полярными сияниями и магнитными бурями, доказало, что они имеют периодичность.
Следовательно через 27 суток геомагнитные явления на Земле будут повторяться. На этом основан прогноз магнитных бурь.
Помимо 11 летнего цикла существует 22 летний цикл, который связан с изменением полярности магнитных полей групп пятен в северном и южном полушарии. Есть данные, что существует 44 летний цикл, но они не являются четко установленными. Может быть, существуют и более длительные циклы, просто мы пока о них ничего не знаем.
Помимо пятен на Солнце отмечаются Солнечные протонные события . Перестройка магнитных полей вызвала Солнечные вспышки - мощное явление, при средней солнечной вспышке выделяется тепло, которое может быть получено при сопряжении всего углеводородного топлива на нашей планете. При вспышках не происходит заметной светимости Солнца. Они проявляются в выделении большого количества кинетической энергии.
В межпланетарном пространстве выделяется Солнцем вещество, движущееся со скоростью чуть меньше 1000км\с - это так называемый Солнечный ветер . При вспышках выделяют рентгеновское излучение и солнечное космическое. Самая мощная солнечная вспышка была в 1957г.
С 1942-1984 было зафиксировано 34 сильные вспышки.
Солнечная постоянная - интегральный поток солнечного излучения, приходящий за 1 млн лет через площадь 1см 2 , расположенную перпендикулярно к потоку солнечных лучей за пределами атмосферы, и при среднем расстоянии от Земли до Солнца.
До спутниковой эпохи эта величина определялась путем экстраполяции данных актинометрических наблюдений (наблюдение за Солнцем)
Солнечная постоянная определяющаяся этим методом, страдала большой неточностью, так как большая часть излучений терялась в верхних слоях атмосферы. С 60х годов стаи использовать спутники. Согласно спутниковым измерениям величина Солнечной постоянной составляет 1.959 кал/см 2 *мин или 1367 Ват/м 2
Солнечная постоянная не является истинно постоянной величиной, ее изменения связаны главным образом с солнечными пятнами (солнечной активностью/солнечными протонными событиями). Но такие изменения не значительны и составляют лишь сотые доли процента от самой величины постоянной.
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