Sunčevo zračenje - šta je to? ukupno sunčevo zračenje. Sunčevo, zemaljsko i atmosfersko zračenje

SOLARNO ZRAČENJE

SOLARNO ZRAČENJE- elektromagnetno i korpuskularno zračenje Sunca. Elektromagnetno zračenje se širi u obliku elektromagnetnih talasa brzinom svetlosti i prodire u Zemljinu atmosferu. Sunčevo zračenje dolazi do površine zemlje u obliku direktnog i difuznog zračenja.
Sunčevo zračenje je glavni izvor energije za sve fizičke i geografske procese koji se odvijaju na površini zemlje iu atmosferi (vidi Insolacija). Sunčevo zračenje se obično mjeri njegovim termičkim efektom i izražava se u kalorijama po jedinici površine u jedinici vremena. Ukupno, Zemlja prima od Sunca manje od jedne dvomilijarde njegovog zračenja.
Spektralni opseg Sunčevog elektromagnetnog zračenja je veoma širok - od radio talasa do rendgenskih zraka - međutim, njegov maksimalni intenzitet pada na vidljivi (žuto-zeleni) deo spektra.
Postoji i korpuskularni dio sunčevog zračenja, koji se sastoji uglavnom od protona koji se kreću od Sunca brzinom od 300-1500 km/s (solarni vjetar). Tokom solarnih baklji, formiraju se i čestice visoke energije (uglavnom protoni i elektroni), koje čine solarnu komponentu kosmičkih zraka.
Energetski doprinos korpuskularne komponente sunčevog zračenja njegovom ukupnom intenzitetu je mali u poređenju sa elektromagnetnim. Stoga se u nizu primjena pojam "sunčevo zračenje" koristi u užem smislu, označavajući samo njegov elektromagnetski dio.
Količina sunčevog zračenja zavisi od visine sunca, doba godine i prozirnosti atmosfere. Za mjerenje sunčevog zračenja koriste se aktinometri i pirheliometri. Intenzitet sunčevog zračenja obično se mjeri njegovim toplinskim efektom i izražava se u kalorijama po jedinici površine u jedinici vremena.
Sunčevo zračenje snažno utiče na Zemlju samo danju, naravno – kada je Sunce iznad horizonta. Takođe, sunčevo zračenje je veoma jako u blizini polova, tokom polarnih dana, kada je Sunce iznad horizonta čak i u ponoć. Međutim, zimi na istim mjestima, Sunce se uopće ne diže iznad horizonta, pa stoga ne utiče na regiju. Sunčevo zračenje nije blokirano oblacima, pa stoga i dalje ulazi u Zemlju (kada je Sunce direktno iznad horizonta). Sunčevo zračenje je kombinacija jarko žute boje Sunca i toplote, toplota prolazi i kroz oblake. Sunčevo zračenje se na Zemlju prenosi zračenjem, a ne provođenjem toplote.
Količina zračenja koje primi nebesko tijelo ovisi o udaljenosti između planete i zvijezde - kako se udaljenost udvostručuje, količina zračenja koja dolazi od zvijezde do planete smanjuje se za faktor četiri (proporcionalno kvadratu udaljenosti između planete i zvijezde). Dakle, čak i male promjene u udaljenosti između planete i zvijezde (ovisno o ekscentricitetu orbite) dovode do značajne promjene u količini zračenja koje ulazi u planet. Ekscentricitet Zemljine orbite takođe nije konstantan - tokom milenijuma se menja, povremeno formirajući gotovo savršen krug, ponekad ekscentricitet dostiže 5% (trenutno je 1,67%), odnosno u perihelu, Zemlja trenutno prima 1,033 više sunčevog zračenja nego u afelu, a sa najvećim ekscentricitetom - više od 1,1 puta. Međutim, količina dolaznog sunčevog zračenja mnogo jače zavisi od promene godišnjih doba - trenutno ukupna količina sunčevog zračenja koja ulazi u Zemlju ostaje praktično nepromenjena, ali na geografskim širinama od 65 N.Sh (geografska širina severnih gradova Rusija, Kanada) ljeti količina dolaznog sunčevog zračenja više od 25% veća nego zimi. To je zbog činjenice da je Zemlja nagnuta pod uglom od 23,3 stepena u odnosu na Sunce. Zimske i ljetne promjene se međusobno kompenzuju, ali ipak, kako se širina mjesta osmatranja povećava, jaz između zime i ljeta postaje sve veći, tako da nema razlike između zime i ljeta na ekvatoru. Iza arktičkog kruga, ljeti je priliv sunčevog zračenja vrlo velik, a zimi vrlo mali. Ovo formira klimu na Zemlji. Osim toga, periodične promjene ekscentriciteta Zemljine orbite mogu dovesti do pojave različitih geoloških epoha: npr.

Dodajte svoju cijenu u bazu podataka

Komentar

Sunce (astro. ☉) je jedina zvijezda u Sunčevom sistemu. Ostali objekti ovog sistema se okreću oko Sunca: planete i njihovi sateliti, patuljaste planete i njihovi sateliti, asteroidi, meteoroidi, komete i kosmička prašina.

Unutrašnja struktura Sunca

Naše Sunce je ogromna svjetleća kugla plina, unutar koje se odvijaju složeni procesi i kao rezultat toga energija se neprekidno oslobađa. Unutrašnji volumen Sunca može se podijeliti na nekoliko regija; materija u njima se razlikuje po svojim svojstvima, a energija se distribuira kroz različite fizičke mehanizme. Upoznajmo ih, počevši od samog centra.

U središnjem dijelu Sunca nalazi se izvor njegove energije ili, slikovito rečeno, ta "šporet" koja ga grije i ne dozvoljava da se ohladi. Ovo područje se zove jezgro. Pod težinom vanjskih slojeva, materija unutar Sunca je komprimirana, i što je dublja, to je jača. Njegova gustina se povećava prema centru zajedno sa povećanjem pritiska i temperature. U jezgru, gdje temperatura dostiže 15 miliona kelvina, oslobađa se energija.

Ova energija se oslobađa kao rezultat fuzije atoma lakih hemijskih elemenata u atome težih. U unutrašnjosti Sunca četiri atoma vodika formiraju jedan atom helija. To je bila ta strašna energija koju su ljudi naučili da oslobađaju tokom eksplozije hidrogenske bombe. Postoji nada da će u bliskoj budućnosti osoba moći naučiti kako ga koristiti u miroljubive svrhe (2005. godine emitovane su vijesti o početku izgradnje prvog međunarodnog termonuklearnog reaktora u Francuskoj).

Jezgro ima poluprečnik ne veći od četvrtine ukupnog radijusa Sunca. Međutim, polovina sunčeve mase koncentrirana je u njegovom volumenu i oslobađa se gotovo sva energija koja podržava sjaj Sunca. Ali energija vrelog jezgra mora nekako izaći van, na površinu Sunca. Postoje različiti načini prijenosa energije u zavisnosti od fizičkih uslova okoline, a to su: prijenos zračenja, konvekcija i provođenje topline. Toplotna provodljivost ne igra veliku ulogu u energetskim procesima na Suncu i zvijezdama, dok je radijacijski i konvektivni transport vrlo važan.

Neposredno oko jezgra počinje zona prijenosa energije zračenja, gdje se ona širi apsorpcijom i emisijom dijela svjetlosti od strane supstance - kvanta. Gustina, temperatura i pritisak se smanjuju kako se udaljavate od jezgre, a energija teče u istom smjeru. Generalno, ovaj proces je izuzetno spor. Da bi kvanti stigli od centra Sunca do fotosfere, potrebno je mnogo hiljada godina: na kraju krajeva, kada se ponovo emituju, kvanti stalno menjaju smer, krećući se unazad skoro isto koliko i napred.

Gama kvanti se rađaju u centru Sunca. Njihova energija je milione puta veća od energije kvanta vidljive svjetlosti, a valna dužina je vrlo mala. Usput, kvanti prolaze kroz neverovatne transformacije. Odvojeni kvant prvo apsorbuje neki atom, ali se odmah ponovo emituje; najčešće se u ovom slučaju ne pojavljuje jedan prethodni kvant, već dva ili više. Prema zakonu održanja energije, njihova ukupna energija je očuvana, pa se energija svakog od njih smanjuje. Tako nastaju kvanti nižih i nižih energija. Čini se da su moćni gama kvanti podijeljeni na manje energetske kvante - prvo rendgenske, zatim ultraljubičaste i

konačno vidljive i infracrvene zrake. Kao rezultat toga, Sunce emituje najviše energije u vidljivoj svjetlosti i nije slučajno što su naše oči osjetljive na to.

Kao što smo već rekli, kvantu je potrebno mnogo vremena da prodre kroz gustu solarnu materiju napolje. Dakle, ako bi se "šporet" unutar Sunca iznenada ugasio, onda bismo za to znali tek milionima godina kasnije. Na svom putu kroz unutrašnje solarne slojeve, tok energije nailazi na oblast u kojoj se neprozirnost gasa uveliko povećava. Ovo je konvektivna zona Sunca. Ovdje se energija više ne prenosi zračenjem, već konvekcijom.

Šta je konvekcija?

Kada tečnost proključa, promeša se. Gas se može ponašati na isti način. Ogromni tokovi vrelog gasa se dižu uvis, gde svoju toplotu daju u okolinu, a ohlađeni solarni gas se spušta. Izgleda kao da solarna materija ključa i meša se. Konvektivna zona počinje otprilike na udaljenosti od 0,7 radijusa od centra i proteže se gotovo do najvidljivije površine Sunca (fotosfere), gdje prijenos glavnog energetskog toka ponovo postaje radijantan. Međutim, zbog inercije, ovdje i dalje prodiru vrući tokovi iz dubljih, konvektivnih slojeva. Obrazac granulacije na površini Sunca, dobro poznat posmatračima, vidljiva je manifestacija konvekcije.

konvektivna zona sunca

Radioaktivna zona je oko 2/3 unutrašnjeg prečnika Sunca, a radijus je oko 140 hiljada km. Udaljavajući se od centra, fotoni gube energiju pod utjecajem sudara. Ovaj fenomen se naziva fenomen konvekcije. Ovo je slično procesu koji se odvija u kotlu za ključanje: energija koja dolazi iz grijaćeg elementa je mnogo veća od količine koja se uklanja provodljivošću. Topla voda koja je u blizini vatre diže se, a hladnija tone. Ovaj proces se zove konvencija. Značenje konvekcije je da se gušći gas raspoređuje po površini, hladi i ponovo ide u centar. Proces miješanja u konvektivnoj zoni Sunca je kontinuiran. Gledajući kroz teleskop površinu Sunca, možete vidjeti njegovu zrnastu strukturu - granulaciju. Osjećaj je da se sastoji od granula! To je zbog konvekcije koja se javlja ispod fotosfere.

fotosfere sunca

Tanak sloj (400 km) - fotosfera Sunca, nalazi se neposredno iza konvektivne zone i predstavlja "pravu solarnu površinu" vidljivu sa Zemlje. Prvi put je granule na fotosferi fotografisao Francuz Janssen 1885. godine. Prosječna granula je veličine 1000 km, kreće se brzinom od 1 km/s i postoji oko 15 minuta. Tamne formacije na fotosferi se mogu posmatrati u ekvatorijalnom delu, a zatim se pomeraju. Najjača magnetna polja su obeležje takvih mrlja. A tamna boja se dobija zbog niže temperature u odnosu na okolnu fotosferu.

Hromosfera Sunca

Solarna hromosfera (obojena sfera) je gust sloj (10.000 km) sunčeve atmosfere, koji se nalazi neposredno iza fotosfere. Prilično je problematično posmatrati hromosferu, zbog njene blizine fotosferi. Najbolje se vidi kada Mjesec zatvori fotosferu, tj. tokom pomračenja Sunca.

Solarni prominenci su ogromne emisije vodonika nalik užarenim dugim filamentima. Prominence se dižu na velike udaljenosti, dostižući prečnik Sunca (1,4 miliona km), krećući se brzinom od oko 300 km/sec, a temperatura u isto vreme dostiže 10.000 stepeni.

solarna korona

Solarna korona je vanjski i produženi sloj Sunčeve atmosfere, koji potiče iznad hromosfere. Dužina solarne korone je veoma duga i dostiže nekoliko solarnih prečnika. Na pitanje gdje tačno završava, naučnici još nisu dobili definitivan odgovor.

Sastav solarne korone je razrijeđena, visoko jonizirana plazma. Sadrži teške ione, elektrone sa jezgrom helija i protone. Temperatura korone dostiže od 1 do 2 miliona stepeni K, u odnosu na površinu Sunca.

Sunčev vjetar je kontinuirano otjecanje tvari (plazme) iz vanjskog omotača sunčeve atmosfere. Sastoji se od protona, atomskih jezgara i elektrona. Brzina sunčevog vjetra može varirati od 300 km/sec do 1500 km/sec, u skladu sa procesima koji se odvijaju na Suncu. Sunčev vetar se širi po celom Sunčevom sistemu i, u interakciji sa magnetnim poljem Zemlje, izaziva različite pojave, od kojih je jedna severna svetlost.

Sunčevo zračenje

Sunce zrači svoju energiju na svim talasnim dužinama, ali na različite načine. Otprilike 44% energije zračenja nalazi se u vidljivom dijelu spektra, a maksimum odgovara žuto-zelenoj boji. Oko 48% energije koju izgubi Sunce nosi infracrveni zraci bliskog i dalekog dometa. Gama zraci, rendgenski zraci, ultraljubičasto i radio zračenje čine samo oko 8%.

Vidljivi dio sunčevog zračenja, kada se proučava uz pomoć instrumenata za analizu spektra, pokazuje se nehomogenim - u spektru se uočavaju apsorpcione linije koje je prvi opisao J. Fraunhofer 1814. godine. Ove linije nastaju kada fotone određenih talasnih dužina apsorbuju atomi različitih hemijskih elemenata u gornjim, relativno hladnim, slojevima Sunčeve atmosfere. Spektralna analiza omogućava dobijanje informacija o sastavu Sunca, jer određeni skup spektralnih linija izuzetno precizno karakteriše hemijski element. Tako je, na primjer, uz pomoć promatranja spektra Sunca predviđeno otkriće helijuma, koji je kasnije izoliran na Zemlji.

Vrste zračenja

Tokom posmatranja, naučnici su otkrili da je Sunce moćan izvor radio-emisije. Radio talasi prodiru u međuplanetarni prostor, koje emituju hromosfera (centimetarski talasi) i korona (decimetarski i metarski talasi). Radio-emisija Sunca ima dvije komponente - konstantnu i promjenjivu (rafale, "bučne oluje"). Tokom jakih sunčevih baklji, radio emisija sa Sunca se povećava hiljadama, pa čak i milionima puta u poređenju sa radio emisijom tihog Sunca. Ova radio emisija je netermalne prirode.

X-zrake dolaze uglavnom iz gornjih slojeva hromosfere i korone. Radijacija je posebno jaka u godinama maksimalne sunčeve aktivnosti.

Sunce emituje ne samo svetlost, toplotu i sve druge vrste elektromagnetnog zračenja. Takođe je izvor stalnog protoka čestica - korpuskula. Neutrini, elektroni, protoni, alfa čestice i teže atomske jezgre zajedno čine korpuskularno zračenje Sunca. Značajan dio ovog zračenja je manje-više kontinuirano otjecanje plazme - solarnog vjetra, koji je nastavak vanjskih slojeva sunčeve atmosfere - solarne korone. Na pozadini ovog plazma vjetra koji neprestano duva, pojedinačne regije na Suncu su izvori usmjerenijih, pojačanih, takozvanih korpuskularnih tokova. Najvjerovatnije su povezani sa posebnim područjima solarne korone - koronarnim rupama, a također, moguće, i sa dugovječnim aktivnim područjima na Suncu. Konačno, najmoćniji kratkotrajni tokovi čestica, uglavnom elektroni i protoni, povezani su sa sunčevim bakljima. Kao rezultat najjačih bljeskova, čestice mogu postići brzine koje čine značajan dio brzine svjetlosti. Čestice sa tako visokim energijama nazivaju se sunčevim kosmičkim zracima.

Solarno korpuskularno zračenje ima snažan uticaj na Zemlju, a pre svega na gornje slojeve njene atmosfere i magnetno polje, uzrokujući mnoge geofizičke pojave. Magnetosfera i Zemljina atmosfera štite nas od štetnog djelovanja sunčevog zračenja.

Intenzitet sunčevog zračenja

Pošto ima izuzetno visoke temperature, Sunce je veoma jak izvor zračenja. Vidljivi opseg sunčevog zračenja ima najveći intenzitet zračenja. Istovremeno, velika količina nevidljivog spektra stiže i do Zemlje. Unutar Sunca se odvijaju procesi u kojima se atomi helija sintetiziraju iz atoma vodika. Ovi procesi se nazivaju procesi nuklearne fuzije, praćeni su oslobađanjem ogromne količine energije. Ova energija dovodi do toga da se Sunce zagreva na temperaturu od 15 miliona stepeni Celzijusa (u svom unutrašnjem delu).

Na površini Sunca (fotosfera) temperatura dostiže 5500 °C. Na ovoj površini Sunce zrači energiju u vrijednosti od 63 MW/m². Samo mali dio ovog zračenja dopire do površine Zemlje, što omogućava čovječanstvu udobno postojanje na našoj planeti. Prosječan intenzitet zračenja Zemljine atmosfere je približno jednak 1367 W/m². Ova vrijednost može varirati u rasponu od 5% zbog činjenice da se, krećući se po eliptičnoj orbiti, Zemlja udaljava od Sunca na različitim udaljenostima tokom godine. Vrijednost od 1367 W/m² naziva se solarna konstanta.

Sunčeva energija na površini Zemlje

Zemljina atmosfera ne propušta svu sunčevu energiju. Zemljina površina ne dostiže više od 1000 W/m2. Deo energije se apsorbuje, deo se reflektuje u slojevima atmosfere i u oblacima. Velika količina zračenja se raspršuje u slojevima atmosfere, što rezultira stvaranjem raspršenog zračenja (difuznog). I na površini Zemlje dio zračenja se odbija i raspršuje. Zbir raspršenog i direktnog zračenja naziva se ukupna sunčeva radijacija. Raspršeno zračenje može biti od 20 do 60%.

Na količinu energije koja stiže do Zemljine površine utiču i geografska širina i doba godine. Osa naše planete, koja prolazi kroz polove, nagnuta je za 23,5 ° u odnosu na orbitu rotacije oko Sunca. Između marta

Sve do septembra, sunčeva svjetlost više pogađa sjevernu hemisferu, ostatak vremena - južnu. Stoga je dužina dana ljeti i zimi različita. Geografska širina područja utiče na dužinu dnevnog svetla. Što sjevernije, to duže ljeti i obrnuto.

Evolucija Sunca

Pretpostavlja se da je Sunce rođeno u maglini komprimovanog gasa i prašine. Postoje najmanje dvije teorije o tome šta je dovelo do početne kontrakcije magline. Prema jednom od njih, pretpostavlja se da je jedan od spiralnih krakova naše galaksije prošao kroz naše područje svemira prije oko 5 milijardi godina. To bi moglo uzrokovati blagu kompresiju i dovesti do stvaranja centara gravitacije u oblaku plina i prašine. Zaista, sada duž spiralnih krakova vidimo prilično veliki broj mladih zvijezda i svijetlećih plinskih oblaka. Druga teorija sugerira da je negdje u blizini (na skali svemira, naravno) eksplodirala drevna masivna supernova. Rezultirajući udarni val mogao bi biti dovoljno jak da pokrene formiranje zvijezda u "našoj" maglini plina i prašine. U prilog ovoj teoriji govori i činjenica da su naučnici, proučavajući meteorite, otkrili dosta elemenata koji bi mogli nastati tokom eksplozije supernove.

Nadalje, kada je tako grandiozna masa (2 * 1030 kg) bila komprimirana pod utjecajem gravitacijskih sila, sama je bila snažno zagrijana unutrašnjim pritiskom do temperatura na kojima su termonuklearne reakcije mogle započeti u njenom središtu. U centralnom dijelu, temperatura na Suncu je 15.000.000K, a pritisak dostiže stotine milijardi atmosfera. Tako je upaljena novorođena zvijezda (ne brkati sa novim zvijezdama).

U osnovi, Sunce se na početku svog života sastojalo od vodonika. Vodik je taj koji se tokom termonuklearnih reakcija pretvara u helijum, a energija koju emituje Sunce se oslobađa. Sunce pripada vrsti zvijezda koja se zove žuti patuljak. To je zvijezda glavnog niza i pripada spektralnom tipu G2. Masa usamljene zvijezde sasvim nedvosmisleno određuje njenu sudbinu. Tokom njenog životnog veka (~5 milijardi godina), u centru naše zvezde, gde je temperatura prilično visoka, izgorelo je otprilike polovina svog vodonika koji je tamo dostupan. Otprilike isto toliko, 5 milijardi godina, Suncu je preostalo da živi u obliku na koji smo navikli.

Nakon što u centru zvijezde ponestane vodonika, Sunce će se povećati i postati crveni div. Ovo će imati dubok uticaj na Zemlju: temperatura će porasti, okeani će proključati, život će postati nemoguć. Tada, nakon što je potpuno iscrpila „gorivo“ i nema više snage da zadrži vanjske slojeve crvenog diva, naša će zvijezda završiti svoj život kao bijeli patuljak, oduševivši vanzemaljske astronome nama nepoznate budućnosti novom planetarnom maglinom. , čiji oblik može ispasti vrlo bizaran zbog uticaja planeta.

Smrt sunca vremenom

• Već za 1,1 milijardu godina zvijezda će povećati svoj sjaj za 10%, što će dovesti do snažnog zagrijavanja Zemlje.
• Nakon 3,5 milijardi godina, svjetlina će se povećati za 40%. Okeani će početi da isparavaju i sav život na Zemlji će nestati.
• Nakon 5,4 milijarde godina, jezgro zvijezde će ostati bez goriva - vodonika. Sunce će početi da se povećava u veličini, zbog razrjeđivanja vanjske ljuske i zagrijavanja jezgre.
• Posle 7,7 milijardi godina, naša zvezda će se pretvoriti u crvenog diva, jer. povećati 200 puta zbog toga, planeta Merkur će biti apsorbovana.
• Na kraju, nakon 7,9 milijardi godina, vanjski slojevi zvijezde će se toliko razrijediti da će se raspasti u maglinu, a u centru nekadašnjeg Sunca će se nalaziti mali objekt - bijeli patuljak. Tako će naš solarni sistem završiti. Svi građevinski elementi koji su ostali nakon kolapsa neće biti izgubljeni, oni će postati osnova za rađanje novih zvijezda i planeta.

1. Najčešće zvijezde u svemiru su crveni patuljci. Mnogo toga je zbog njihove male mase, koja im omogućava da žive jako dugo prije nego što se pretvore u bijele patuljke.
2. Gotovo sve zvijezde u svemiru imaju isti hemijski sastav i reakcija fuzije se odvija u svakoj zvijezdi i gotovo je identična, određena samo dovodom goriva.
3. Kao što znamo, poput bijelog patuljka, neutronske zvijezde su jedan od konačnih procesa u evoluciji zvijezda, koji uglavnom nastaju nakon eksplozije supernove. Ranije je često bilo teško razlikovati bijelog patuljka od neutronske zvijezde, ali sada su naučnici koji koriste teleskope otkrili razlike u njima. Neutronska zvijezda sakuplja više svjetlosti oko sebe i to je lako vidjeti infracrvenim teleskopima. Osmo mjesto među zanimljivostima o zvijezdama.
4. Zbog svoje nevjerovatne mase, prema Ajnštajnovoj općoj teoriji relativnosti, crna rupa je zapravo kriva u svemiru takva da se sve unutar njihovog gravitacionog polja gura prema njoj. Gravitaciono polje crne rupe je toliko snažno da mu čak ni svetlost ne može pobeći.
5. Koliko znamo, kada zvijezdi ponestane goriva, zvijezda može porasti i više od 1000 puta, zatim se pretvori u bijelog patuljka i zbog brzine reakcije eksplodira. Ova reakcija je poznatija kao supernova. Naučnici sugeriraju da u vezi s ovim dugim procesom nastaju takve misteriozne crne rupe.
6. Mnoge zvijezde koje vidimo na noćnom nebu mogu izgledati kao jedan tračak svjetlosti. Međutim, to nije uvijek slučaj. Većina zvijezda koje vidimo na nebu su zapravo dva zvjezdana sistema, ili binarni zvjezdani sistemi. Oni su jednostavno nezamislivo udaljeni i čini nam se da vidimo samo jednu trunu svjetlosti.
7. Zvijezde koje imaju najkraći životni vijek su najmasivnije. Oni su velika masa hemikalija i imaju tendenciju da sagore svoje gorivo mnogo brže.
8. Uprkos činjenici da nam se ponekad čini da Sunce i zvijezde svjetlucaju, u stvari nije. Efekt treperenja je samo svjetlost zvijezde koja trenutno prolazi kroz Zemljinu atmosferu, ali još nije stigla do naših očiju. Treće mjesto među najzanimljivijim činjenicama o zvijezdama.
9. Udaljenosti uključene u procjenu udaljenosti do zvijezde su nezamislivo ogromne. Razmotrimo jedan primjer: najbliža zvijezda Zemlji nalazi se na udaljenosti od oko 4,2 svjetlosne godine, a da bismo došli do nje, čak i na našem najbržem brodu, trebat će oko 70.000 godina.
10. Najhladnija poznata zvijezda je smeđi patuljak CFBDSIR 1458+10B, koji ima temperaturu od samo oko 100°C. Najtoplija poznata zvijezda je plavi superdžin koji se nalazi u Mliječnom putu pod nazivom "Zeta Purus" sa temperaturom od preko 42.000 °C.

Zemlja prima od Sunca 1,36 * 10v24 cal toplote godišnje. U poređenju sa ovom količinom energije, preostala količina energije zračenja koja dopire do površine Zemlje je zanemarljiva. Dakle, energija zračenja zvijezda je stomilioniti dio sunčeve energije, kosmičko zračenje je dvije milijarde, unutrašnja toplina Zemlje na njenoj površini jednaka je jednoj pethiljadinoj sunčevoj toplini.
Zračenje Sunca - sunčevo zračenje- je glavni izvor energije za gotovo sve procese koji se odvijaju u atmosferi, hidrosferi iu gornjim slojevima litosfere.
Jedinica mjerenja intenziteta sunčevog zračenja je broj kalorija topline koje apsorbira 1 cm2 apsolutno crne površine okomite na smjer sunčevih zraka u 1 minuti (cal/cm2*min).

Protok zračeće energije sa Sunca, koji stiže do Zemljine atmosfere, veoma je konstantan. Njegov intenzitet se naziva solarna konstanta (Io) i uzima se u prosjeku da iznosi 1,88 kcal/cm2 min.
Vrijednost solarne konstante varira u zavisnosti od udaljenosti Zemlje od Sunca i od sunčeve aktivnosti. Njegove fluktuacije tokom godine su 3,4-3,5%.
Kada bi sunčeve zrake posvuda padale okomito na površinu zemlje, tada bi u nedostatku atmosfere i sa solarnom konstantom od 1,88 cal / cm2 * min svaki kvadratni centimetar dobio 1000 kcal godišnje. Zbog činjenice da je Zemlja sferna, ova količina je smanjena za 4 puta, a 1 sq. cm prima u prosjeku 250 kcal godišnje.
Količina sunčevog zračenja koju prima površina zavisi od upadnog ugla zraka.
Maksimalnu količinu zračenja prima površina okomita na pravac sunčevih zraka, jer se u tom slučaju sva energija raspoređuje na područje poprečnog presjeka jednakog poprečnom presjeku snopa zraka - a. Sa kosim upadom istog snopa zraka, energija se raspoređuje na veliku površinu (sekcija c) i jedinična površina prima manju količinu. Što je manji upadni ugao zraka, to je niži intenzitet sunčevog zračenja.
Ovisnost intenziteta sunčevog zračenja od upadnog kuta zraka izražava se formulom:

I1 = I0 * sinh,

gdje je I0 intenzitet sunčevog zračenja pri čistom upadu zraka. Izvan atmosfere, solarna konstanta;
I1 - intenzitet sunčevog zračenja kada sunčevi zraci padaju pod uglom h.
I1 je onoliko puta manje od I0, koliko puta je presek a manji od preseka b.
Slika 27 pokazuje da je a / b \u003d sin A.
Ugao upada sunčevih zraka (visina Sunca) jednak je 90 ° samo na geografskim širinama od 23 ° 27 "N do 23 ° 27" S. (tj. između tropskih krajeva). Na drugim geografskim širinama uvijek je manji od 90° (tabela 8). U skladu sa smanjenjem ugla upada zraka, trebalo bi da se smanji i intenzitet sunčevog zračenja koje dolazi na površinu na različitim geografskim širinama. Budući da visina Sunca ne ostaje konstantna tokom cijele godine i tokom dana, količina sunčeve topline koju prima površina neprestano se mijenja.

Količina sunčevog zračenja koju prima površina direktno je povezana sa od trajanja njegovog izlaganja sunčevoj svetlosti.

U ekvatorijalnoj zoni van atmosfere količina sunčeve toplote tokom godine ne doživljava velike fluktuacije, dok su na visokim geografskim širinama ove fluktuacije veoma velike (vidi tabelu 9). Zimi su posebno značajne razlike u dolasku sunčeve topline između visokih i niskih geografskih širina. Ljeti, u uvjetima kontinuiranog osvjetljenja, polarni regioni primaju maksimalnu količinu sunčeve topline dnevno na Zemlji. Na dan ljetnog solsticija na sjevernoj hemisferi, on je 36% veći od dnevne količine toplote na ekvatoru. Ali pošto trajanje dana na ekvatoru nije 24 sata (kao u ovom trenutku na polu), već 12 sati, količina sunčevog zračenja po jedinici vremena na ekvatoru ostaje najveća. Ljetni maksimum dnevne sume sunčeve topline, uočen na oko 40-50° geografske širine, povezan je sa relativno dugim danom (većim nego u ovo vrijeme za 10-20° geografske širine) na značajnoj visini Sunca. Razlike u količini topline koju primaju ekvatorijalne i polarne regije manje su ljeti nego zimi.
Južna hemisfera ljeti prima više topline nego sjeverna, a zimi obrnuto (na nju utiče promjena udaljenosti Zemlje od Sunca). A kada bi površine obje hemisfere bile potpuno homogene, godišnje amplitude temperaturnih fluktuacija na južnoj hemisferi bile bi veće nego na sjevernoj.
Sunčevo zračenje u atmosferi trpi kvantitativne i kvalitativne promjene.
Čak i idealna, suha i čista atmosfera apsorbuje i raspršuje zrake, smanjujući intenzitet sunčevog zračenja. Slabljenje stvarne atmosfere, koja sadrži vodenu paru i čvrste nečistoće, na sunčevo zračenje je mnogo veće od idealnog. Atmosfera (kiseonik, ozon, ugljen-dioksid, prašina i vodena para) apsorbuje uglavnom ultraljubičaste i infracrvene zrake. Energija zračenja Sunca koju apsorbuje atmosfera pretvara se u druge vrste energije: toplotnu, hemijsku itd. Generalno, apsorpcija slabi sunčevo zračenje za 17-25%.
Molekuli atmosferskih gasova rasipaju zrake relativno kratkim talasima - ljubičastim, plavim. To je ono što objašnjava plavu boju neba. Nečistoće podjednako raspršuju zrake sa talasima različitih talasnih dužina. Stoga, sa značajnim njihovim sadržajem, nebo poprima bjelkastu nijansu.
Zbog raspršivanja i odbijanja sunčevih zraka atmosferom, u oblačnim danima se opaža dnevna svjetlost, vidljivi su objekti u hladu, a javlja se i fenomen sumraka.
Što je duži put snopa u atmosferi, to mora proći veću njegovu debljinu, a sunčevo zračenje je znatno oslabljeno. Stoga se s nadmorskom visinom smanjuje utjecaj atmosfere na zračenje. Dužina putanje sunčeve svetlosti u atmosferi zavisi od visine Sunca. Ako za jedinicu uzmemo dužinu putanje sunčevog snopa u atmosferi na visini Sunca 90° (m), odnos između visine Sunca i dužine putanje snopa u atmosferi biće kao što je prikazano u tabeli. deset.

Ukupno slabljenje zračenja u atmosferi na bilo kojoj visini Sunca može se izraziti Bouguerovom formulom: Im= I0*pm, gdje je Im intenzitet sunčevog zračenja u blizini zemljine površine promijenjen u atmosferi; I0 - solarna konstanta; m je putanja zraka u atmosferi; na visini Sunca od 90°, ona je jednaka 1 (masa atmosfere), p je koeficijent transparentnosti (razlomački broj koji pokazuje koliki dio zračenja dopire do površine pri m = 1).
Na visini Sunca od 90°, pri m=1, intenzitet sunčevog zračenja u blizini zemljine površine I1 je p puta manji od Io, odnosno I1=Io*p.
Ako je visina Sunca manja od 90°, tada je m uvijek veći od 1. Putanja sunčevog zraka može se sastojati od nekoliko segmenata, od kojih je svaki jednak 1. Intenzitet sunčevog zračenja na granici između prvi (aa1) i drugi (a1a2) segment I1 je očigledno jednak Io *p, intenzitet zračenja nakon prolaska drugog segmenta I2=I1*p=I0 p*p=I0 p2; I3=I0p3 itd.

Prozirnost atmosfere nije konstantna i nije ista u različitim uslovima. Odnos transparentnosti stvarne atmosfere i transparentnosti idealne atmosfere - faktor zamućenosti - uvek je veći od jedan. Zavisi od sadržaja vodene pare i prašine u zraku. Sa povećanjem geografske širine, faktor zamućenosti se smanjuje: na geografskim širinama od 0 do 20 ° N. sh. u prosjeku je jednak 4,6, na geografskim širinama od 40 do 50 ° N. sh. - 3,5, na geografskim širinama od 50 do 60 ° N. sh. - 2,8 i na geografskim širinama od 60 do 80 ° N. sh. - 2.0. U umjerenim geografskim širinama faktor zamućenosti je manji zimi nego ljeti, a manji ujutro nego popodne. S visinom se smanjuje. Što je veći faktor zamućenosti, veće je slabljenje sunčevog zračenja.
Razlikovati direktno, difuzno i ​​ukupno sunčevo zračenje.
Dio sunčevog zračenja koje prodire kroz atmosferu do površine zemlje je direktno zračenje. Dio zračenja raspršenog atmosferom pretvara se u difuzno zračenje. Svo sunčevo zračenje koje ulazi na površinu Zemlje, direktno i difuzno, naziva se totalno zračenje.
Odnos između direktnog i raspršenog zračenja značajno varira u zavisnosti od oblačnosti, sadržaja prašine u atmosferi, a takođe i od visine Sunca. Na vedrom nebu udio raspršenog zračenja ne prelazi 0,1%; na ​​oblačnom nebu difuzno zračenje može biti veće od direktnog zračenja.
Na maloj nadmorskoj visini Sunca, ukupno zračenje se gotovo u potpunosti sastoji od raspršenog zračenja. Na solarnoj visini od 50° i vedrom nebu, udio raspršenog zračenja ne prelazi 10-20%.
Karte prosječnih godišnjih i mjesečnih vrijednosti ukupnog zračenja omogućavaju nam da uočimo glavne obrasce u njegovoj geografskoj distribuciji. Godišnje vrijednosti ukupnog zračenja raspoređene su uglavnom zonsko. Najveću godišnju količinu ukupne radijacije na Zemlji prima površina u tropskim kopnenim pustinjama (Istočna Sahara i središnji dio Arabije). Primjetno smanjenje ukupne radijacije na ekvatoru uzrokovano je visokom vlažnošću zraka i velikom oblačnošću. Na Arktiku, ukupno zračenje je 60-70 kcal/cm2 godišnje; na Antarktiku je zbog učestalog ponavljanja vedrih dana i veće transparentnosti atmosfere nešto veća.

U junu, sjeverna hemisfera prima najveće količine radijacije, a posebno unutrašnje tropske i suptropske regije. Količine sunčevog zračenja koje prima površina u umjerenim i polarnim geografskim širinama sjeverne hemisfere malo se razlikuju, uglavnom zbog dugog trajanja dana u polarnim područjima. Zoniranje u raspodjeli ukupnog zračenja iznad. kontinenata na sjevernoj hemisferi iu tropskim geografskim širinama južne hemisfere gotovo da nije izražen. Bolje se manifestira na sjevernoj hemisferi iznad okeana i jasno je izražen u vantropskim geografskim širinama južne hemisfere. Na južnom polarnom krugu, vrijednost ukupnog sunčevog zračenja približava se 0.
U decembru najveće količine radijacije ulaze u južnu hemisferu. Visoko ležeća ledena površina Antarktika, s visokom transparentnošću zraka, prima znatno više ukupne radijacije od površine Arktika u junu. U pustinjama (Kalahari, Velika Australija) ima dosta vrućine, ali zbog veće oceaničnosti južne hemisfere (utjecaj visoke vlažnosti zraka i oblačnosti), njene količine su ovdje nešto manje nego u junu na istim geografskim širinama. sjeverne hemisfere. U ekvatorijalnim i tropskim geografskim širinama sjeverne hemisfere, ukupna radijacija relativno malo varira, a zonalnost u njegovoj distribuciji jasno je izražena samo na sjeveru sjevernog tropa. Sa povećanjem geografske širine, ukupna radijacija opada prilično brzo; njena nulta izolinija prolazi nešto sjeverno od arktičkog kruga.
Ukupna sunčeva radijacija, koja pada na površinu Zemlje, delimično se reflektuje nazad u atmosferu. Omjer količine zračenja reflektovane od površine i količine zračenja koja pada na tu površinu naziva se albedo. Albedo karakterizira refleksivnost površine.
Albedo zemljine površine zavisi od njenog stanja i svojstava: boje, vlažnosti, hrapavosti itd. Najveću refleksivnost (85-95%) ima svježe pali snijeg. Mirna vodena površina odbija samo 2-5% sunčevih zraka kada pada okomito, a skoro sve zrake koje padaju na nju (90%) kada je sunce nisko. Albedo suvog černozema - 14%, vlažnog - 8, šuma - 10-20, livadske vegetacije - 18-30, pješčane pustinjske površine - 29-35, površine morskog leda - 30-40%.
Veliki albedo površine leda, posebno kada je prekriven svježim snijegom (do 95%), razlog je niskih temperatura u polarnim područjima ljeti, kada je dolazak sunčevog zračenja tamo značajan.
Zračenje zemljine površine i atmosfere. Svako tijelo s temperaturom iznad apsolutne nule (većom od minus 273°) emituje energiju zračenja. Ukupna emisivnost crnog tijela proporcionalna je četvrtom stepenu njegove apsolutne temperature (T):
E \u003d σ * T4 kcal / cm2 po minuti (Stefan-Boltzmann zakon), gdje je σ konstantni koeficijent.
Što je viša temperatura tela koje zrače, to je kraća talasna dužina emitovanih nm zraka. Užareno Sunce šalje u svemir kratkotalasnog zračenja. Zemljina površina, apsorbirajući kratkotalasnu sunčevu radijaciju, zagrijava se i također postaje izvor zračenja (zemaljsko zračenje). Ho, budući da temperatura zemljine površine ne prelazi nekoliko desetina stepeni, njegova dugotalasno zračenje, nevidljivo.
Zemaljsko zračenje u velikoj mjeri zadržava atmosfera (vodena para, ugljični dioksid, ozon), ali zraci valne dužine od 9-12 mikrona slobodno izlaze izvan atmosfere, te stoga Zemlja gubi dio svoje topline.
Atmosfera, apsorbirajući dio sunčevog zračenja koje prolazi kroz nju i više od polovine zemaljskog, sama zrači energiju kako u svjetski prostor tako i na površinu zemlje. Atmosfersko zračenje usmjereno prema zemljinoj površini prema zemljinoj površini naziva se suprotno zračenje. Ovo zračenje, kao zemaljsko, dugotalasno, nevidljivo.
U atmosferi se susreću dva toka dugovalnog zračenja - zračenje Zemljine površine i zračenje atmosfere. Razlika između njih, koja određuje stvarni gubitak topline na zemljinoj površini, naziva se efikasno zračenje. Efektivno zračenje je veće, što je viša temperatura zračeće površine. Vlažnost vazduha smanjuje efektivno zračenje, njegovi oblaci ga u velikoj meri smanjuju.
Najveća vrijednost godišnjih suma efektivnog zračenja uočena je u tropskim pustinjama – 80 kcal/cm2 godišnje – zbog visoke površinske temperature, suhog zraka i vedrog neba. Na ekvatoru, sa visokom vlažnošću vazduha, efektivno zračenje je samo oko 30 kcal/cm2 godišnje, a njegova vrijednost za kopno i za okean se vrlo malo razlikuje. Najmanje efektivno zračenje u polarnim područjima. U umjerenim geografskim širinama, Zemljina površina gubi otprilike polovinu količine topline koju prima apsorpcijom ukupnog zračenja.
Sposobnost atmosfere da prenosi kratkotalasno zračenje sa Sunca (direktno i difuzno zračenje) i da odloži dugotalasno zračenje Zemlje naziva se efekt staklenika (staklene bašte). Zbog efekta staklene bašte, prosječna temperatura zemljine površine je +16°, u nedostatku atmosfere bila bi -22° (38° niža).
Bilans zračenja (preostalo zračenje). Zemljina površina istovremeno prima zračenje i odaje ga. Dolazak radijacije je ukupno sunčevo zračenje i protuzračenje atmosfere. Potrošnja - refleksija sunčeve svjetlosti od površine (albedo) i vlastito zračenje zemljine površine. Razlika između dolaznog i izlaznog zračenja je bilans zračenja, ili zaostalo zračenje. Vrijednost ravnoteže zračenja određena je jednadžbom

R \u003d Q * (1-α) - I,

gdje je Q ukupno sunčevo zračenje po jedinici površine; α - albedo (razlomak); I - efektivno zračenje.
Ako je ulaz veći od izlaza, bilans zračenja je pozitivan; ako je ulaz manji od izlaza, balans je negativan. Noću, na svim geografskim širinama, bilans zračenja je negativan, danju, do podneva, svuda pozitivan, osim na visokim geografskim širinama zimi; popodne - opet negativan. U prosjeku dnevno, bilans zračenja može biti pozitivan i negativan (tabela 11).


Na karti godišnjih suma radijacijske ravnoteže zemljine površine može se uočiti oštra promjena položaja izolinija kada se kreću od kopna do oceana. Po pravilu, radijaciona ravnoteža površine okeana premašuje radijacionu ravnotežu kopna (efekat albeda i efektivnog zračenja). Raspodjela radijacijske ravnoteže je općenito zonalna. Na oceanu u tropskim geografskim širinama, godišnje vrijednosti radijacijske ravnoteže dostižu 140 kcal/cm2 (Arapsko more) i ne prelaze 30 kcal/cm2 na granici plutajućeg leda. Odstupanja od zonske distribucije radijacijske ravnoteže u okeanu su neznatna i uzrokovana su distribucijom oblaka.
Na kopnu u ekvatorijalnim i tropskim geografskim širinama, godišnje vrijednosti radijacijske ravnoteže variraju od 60 do 90 kcal/cm2, ovisno o uvjetima vlage. Najveće godišnje sume radijacijskog bilansa bilježe se u onim područjima gdje su albedo i efektivno zračenje relativno mali (vlažne tropske šume, savane). Njihova najniža vrijednost je u vrlo vlažnim (velika oblačnost) iu vrlo suvim (velika efektivna radijacija) područjima. U umjerenim i visokim geografskim širinama, godišnja vrijednost bilansa zračenja opada sa povećanjem geografske širine (efekat smanjenja ukupne radijacije).
Godišnje sume radijacijske ravnoteže nad centralnim regionima Antarktika su negativne (nekoliko kalorija po 1 cm2). Na Arktiku su ove vrijednosti blizu nule.
U julu je radijacijski bilans zemljine površine u značajnom dijelu južne hemisfere negativan. Linija nulte ravnoteže kreće se između 40 i 50°S. sh. Najveću vrijednost radijacijskog bilansa postiže se na površini okeana u tropskim geografskim širinama sjeverne hemisfere i na površini nekih unutrašnjih mora, poput Crnog mora (14-16 kcal/cm2 mjesečno).
U januaru se linija nulte ravnoteže nalazi između 40 i 50°N. sh. (nad okeanima se uzdiže nešto na sjever, preko kontinenata se spušta na jug). Značajan dio sjeverne hemisfere ima negativan bilans zračenja. Najveće vrijednosti ravnoteže zračenja ograničene su na tropske geografske širine južne hemisfere.
U prosjeku za godinu, radijacijski bilans zemljine površine je pozitivan. U tom slučaju temperatura površine se ne povećava, već ostaje približno konstantna, što se može objasniti samo kontinuiranom potrošnjom viška topline.
Radijacijski balans atmosfere sastoji se od sunčevog i zemaljskog zračenja koje apsorbira, s jedne strane, i atmosferskog zračenja, s druge strane. Ona je uvijek negativna, budući da atmosfera apsorbira samo mali dio sunčevog zračenja, a zrači skoro koliko i površina.
Radijacijski bilans površine i atmosfere zajedno, kao cjelina, za cijelu Zemlju za godinu dana u prosjeku je jednak nuli, ali na geografskim širinama može biti i pozitivan i negativan.
Posljedica takve distribucije radijacijske ravnoteže trebao bi biti prijenos topline u smjeru od ekvatora prema polovima.
Toplotna ravnoteža. Bilans zračenja je najvažnija komponenta toplotne ravnoteže. Jednačina ravnoteže površinske topline pokazuje kako se energija sunčevog zračenja pretvara na zemljinu površinu:

gdje je R bilans zračenja; LE - potrošnja toplote za isparavanje (L - latentna toplota isparavanja, E - isparavanje);
P - turbulentna izmjena toplote između površine i atmosfere;
A - izmjena topline između površinskih i donjih slojeva tla ili vode.
Bilans zračenja površine smatra se pozitivnim ako zračenje koje apsorbira površina premašuje gubitke topline, a negativnim ako ih ne nadoknađuje. Svi ostali pojmovi toplotnog bilansa smatraju se pozitivnim ako uzrokuju gubitak topline na površini (ako odgovaraju potrošnji topline). Jer. svi članovi jednadžbe se mogu promijeniti, ravnoteža topline se stalno poremeti i ponovo obnavlja.
Jednačina toplotnog bilansa površine koja je gore razmatrana je približna, jer ne uzima u obzir neke sekundarne, ali pod specifičnim uslovima faktore koji postaju bitni, na primer, oslobađanje toplote tokom smrzavanja, njena potrošnja za odmrzavanje itd. .
Toplotni bilans atmosfere sastoji se od bilansa zračenja atmosfere Ra, toplote koja dolazi sa površine, Pa, toplote koja se oslobađa u atmosferi pri kondenzaciji, LE i horizontalnog prenosa toplote (advekcije) Aa. Radijacijski bilans atmosfere je uvijek negativan. Priliv topline kao rezultat kondenzacije vlage i veličina turbulentnog prijenosa topline su pozitivni. Advekcija toplote dovodi, u proseku godišnje, do njenog prelaska sa niskih na visoke geografske širine: dakle, to znači potrošnju toplote na niskim geografskim širinama i dolazak na visoke geografske širine. U višegodišnjem izvođenju, toplotni bilans atmosfere može se izraziti jednačinom Ra=Pa+LE.
Toplotni bilans površine i atmosfere zajedno u cjelini je u dugoročnom prosjeku jednak 0 (Sl. 35).

Količina sunčevog zračenja koja ulazi u atmosferu godišnje (250 kcal/cm2) uzima se kao 100%. Sunčevo zračenje, prodirući u atmosferu, djelimično se odbija od oblaka i vraća se van atmosfere - 38%, djelomično apsorbira atmosfera - 14%, a djelomično u obliku direktnog sunčevog zračenja dopire do površine zemlje - 48%. Od 48% koji dosegnu površinu, 44% se apsorbira, a 4% se reflektira. Dakle, Zemljin albedo je 42% (38+4).
Zračenje koje apsorbuje zemljina površina troši se na sledeći način: 20% se gubi efektivnim zračenjem, 18% se troši na isparavanje sa površine, 6% se troši na zagrevanje vazduha tokom turbulentnog prenosa toplote (ukupno 24%). Gubitak topline na površini balansira njen dolazak. Toplota koju prima atmosfera (14% direktno od Sunca, 24% sa zemljine površine), zajedno sa efektivnim zračenjem Zemlje, usmerava se u svetski prostor. Zemljin albedo (42%) i radijacija (58%) uravnotežuju priliv sunčevog zračenja u atmosferu.

kratkotalasno zračenje sunca

Ultraljubičasto i rendgensko zračenje dolaze uglavnom iz gornjih slojeva hromosfere i korone. To je utvrđeno lansiranjem raketa sa instrumentima tokom pomračenja Sunca. Vrlo vruća solarna atmosfera uvijek emituje nevidljivo kratkotalasno zračenje, ali je posebno snažno u godinama maksimalne sunčeve aktivnosti. U ovom trenutku ultraljubičasto zračenje se povećava za oko dva puta, a rendgensko zračenje desetine i stotine puta u poređenju sa zračenjem u godinama minimuma. Intenzitet kratkotalasnog zračenja varira iz dana u dan, naglo se povećava kada se pojave baklje.

Ultraljubičasto i rendgensko zračenje djelimično jonizuju slojeve Zemljine atmosfere, formirajući jonosferu na visinama od 200-500 km od površine Zemlje. Jonosfera igra važnu ulogu u realizaciji radio komunikacija velikog dometa: radio talasi koji dolaze iz radio predajnika, prije nego što stignu do antene prijemnika, više puta se reflektiraju od jonosfere i površine Zemlje. Stanje jonosfere varira u zavisnosti od uslova njenog osvetljenja Suncem i od pojava koje se na njoj dešavaju. Stoga, da bi se osigurala stabilna radio komunikacija, potrebno je uzeti u obzir doba dana, godišnje doba i stanje sunčeve aktivnosti. Nakon najjačih solarnih baklji, broj ioniziranih atoma u jonosferi se povećava i radio valove djelomično ili potpuno apsorbira. To dovodi do pogoršanja, pa čak i do privremenog prekida radio komunikacija.

Naučnici posebnu pažnju posvećuju proučavanju ozonskog omotača u Zemljinoj atmosferi. Ozon nastaje kao rezultat fotokemijskih reakcija (apsorpcija svjetlosti molekulima kisika) u stratosferi, i tamo se koncentrira njegova većina. Ukupno, u Zemljinoj atmosferi ima oko 3 10 9 tona ozona. Ovo je vrlo malo: debljina čistog ozonskog omotača u blizini površine Zemlje ne bi prelazila 3 mm! No uloga ozonskog omotača, koji se proteže na visini od nekoliko desetina kilometara iznad površine Zemlje, izuzetno je velika, jer štiti sva živa bića od djelovanja opasnog kratkotalasnog (i prije svega ultraljubičastog) zračenja. od Sunca. Sadržaj ozona nije konstantan na različitim geografskim širinama i u različito doba godine. Može se smanjiti (ponekad vrlo značajno) kao rezultat različitih procesa. To može biti olakšano, na primjer, velikim količinama tvari koje oštećuju ozonski omotač i sadrže hlor koje se emituju u atmosferu iz industrijskih izvora ili aerosola, kao i emisije koje prate vulkanske erupcije. Područja naglog pada nivoa ozona („ozonske rupe“) pronađena su u različitim regijama naše planete, ne samo iznad Antarktika i niza drugih teritorija južne Zemljine hemisfere, već i iznad sjeverne hemisfere. Godine 1992. počeli su se pojavljivati ​​alarmantni izvještaji o privremenom istrošenju ozonskog omotača iznad sjeverne evropske Rusije i smanjenju ozona iznad Moskve i Sankt Peterburga. Naučnici, shvatajući globalnu prirodu problema, organizuju istraživanja životne sredine na globalnom nivou, uključujući prvenstveno globalni sistem za kontinuirano praćenje stanja ozonskog omotača. Razvijeni su i potpisani međunarodni sporazumi za zaštitu ozonskog omotača i ograničavanje proizvodnje supstanci koje oštećuju ozonski omotač.

Sunčeva radio emisija

Sistematsko proučavanje radio-emisije Sunca počelo je tek nakon Drugog svjetskog rata, kada je otkriveno da je Sunce moćan izvor radio-emisije. Radio talasi prodiru u međuplanetarni prostor, koje emituju hromosfera (centimetarski talasi) i korona (decimetarski i metarski talasi). Ova radio emisija stiže do Zemlje. Radio-emisija Sunca ima dve komponente - konstantnu, gotovo nepromenjenog intenziteta, i promenljivu (rafale, "bučne oluje").

Radio emisija tihog Sunca objašnjava se činjenicom da vruća solarna plazma uvijek emituje radio talase zajedno sa elektromagnetnim oscilacijama drugih talasnih dužina (termalna radio emisija). Tokom velikih baklji, radio emisija sa Sunca se povećava hiljadama, pa čak i milionima puta u poređenju sa radio emisijom tihog Sunca. Ova radio emisija, nastala brzim nestacionarnim procesima, ima netermalnu prirodu.

Korpuskularno zračenje Sunca

Brojne geofizičke pojave (magnetske oluje, odnosno kratkotrajne promjene Zemljinog magnetnog polja, aurore, itd.) također su povezane sa sunčevom aktivnošću. Ali ove pojave se javljaju dan nakon sunčevih baklji. Oni nisu uzrokovani elektromagnetnim zračenjem koje stiže do Zemlje nakon 8,3 minuta, već česticama (protoni i elektroni koji formiraju razrijeđenu plazmu) koji sa zakašnjenjem (za 1-2 dana) prodiru u prostor blizu Zemlje, jer se kreću brzinom. od 400 - 1000 km /c.

Korpukule Sunce emituje čak i kada na njemu nema bljeskova i mrlja. Solarna korona je izvor stalnog odliva plazme (solarnog vjetra) koji se javlja u svim smjerovima. Sunčev vjetar, stvoren koronom koja se neprestano širi, obavija planete koje se kreću u blizini Sunca i . Baklje su praćene "naletima" solarnog vjetra. Eksperimenti na međuplanetarnim stanicama i vještačkim Zemljinim satelitima omogućili su direktno detekciju solarnog vjetra u međuplanetarnom prostoru. Za vrijeme baklji i za vrijeme mirnog oticanja Sunčevog vjetra, u međuplanetarni prostor prodiru ne samo čestice nego i magnetno polje povezano sa plazmom koja se kreće.

Intenzitet sunčeve svjetlosti koja dopire do Zemlje varira u zavisnosti od doba dana, godine, lokacije i vremenskih uslova. Ukupna količina energije izračunata po danu ili godišnje naziva se zračenje (ili na drugi način, „dolazak sunčevog zračenja“) i pokazuje koliko je sunčevo zračenje bilo snažno. Ozračenje se mjeri u W*h/m² po danu ili drugom periodu.

Intenzitet sunčevog zračenja u slobodnom prostoru na udaljenosti jednakoj prosječnoj udaljenosti između Zemlje i Sunca naziva se solarna konstanta. Njegova vrijednost je 1353 W / m². Prilikom prolaska kroz atmosferu, sunčeva svjetlost se uglavnom slabi zbog apsorpcije infracrvenog zračenja vodenom parom, ultraljubičastog zračenja ozonom i rasipanja zračenja česticama atmosferske prašine i aerosola. Indikator uticaja atmosfere na intenzitet sunčevog zračenja koje dopire do zemljine površine naziva se "vazdušna masa" (AM). AM se definiše kao sekansa ugla između Sunca i zenita.

Slika 1 prikazuje spektralnu distribuciju intenziteta sunčevog zračenja u različitim uslovima. Gornja kriva (AM0) odgovara sunčevom spektru izvan Zemljine atmosfere (na primjer, na svemirskom brodu), tj. na nultu vazdušnu masu. Aproksimira se raspodjelom intenziteta zračenja crnog tijela na temperaturi od 5800 K. Krive AM1 i AM2 ilustruju spektralnu raspodjelu sunčevog zračenja na površini Zemlje kada je Sunce u zenitu i pod kutom između Sunca i zenita. od 60°, respektivno. U ovom slučaju, ukupna snaga zračenja je oko 925 i 691 W / m², respektivno. Prosječni intenzitet zračenja na Zemlji približno se poklapa sa intenzitetom zračenja na AM=1,5 (Sunce je pod uglom od 45° prema horizontu).

U blizini površine Zemlje može se uzeti prosječna vrijednost intenziteta sunčevog zračenja kao 635 W/m². Za vrlo vedrog sunčanog dana, ova vrijednost se kreće od 950 W/m² do 1220 W/m². Prosječna vrijednost je približno 1000 W / m². Primjer: Ukupni intenzitet zračenja u Cirihu (47°30′ S, 400 m nadmorske visine) na površini okomitoj na zračenje: 1. maja 12:00 1080 W/m², 21. decembra 12:00 930 W/m².

Da bi se pojednostavio proračun dolaska sunčeve energije, obično se izražava u sunčanim satima intenziteta od 1000 W/m². One. 1 sat odgovara dolasku sunčevog zračenja od 1000 W*h/m². Ovo otprilike odgovara periodu kada sunce sija ljeti usred sunčanog dana bez oblaka na površini okomitoj na sunčeve zrake.

Primjer
Jarko sunce sija intenzitetom od 1000 W/m² na površinu okomitu na sunčeve zrake. Za 1 sat, 1 kWh energije pada na 1 m² (energija je jednaka proizvodu snage i vremena). Slično tome, prosječan unos sunca od 5 kWh/m² dnevno odgovara 5 sunčanih sati dnevno. Nemojte brkati vršne sate sa stvarnim dnevnim satima. Tokom dana, sunce sija različitim intenzitetom, ali ukupno daje istu količinu energije kao da je sijalo 5 sati maksimalnim intenzitetom. To su vršni sunčani sati koji se koriste u proračunima solarnih elektrana.

Dolazak sunčevog zračenja varira tokom dana i od mjesta do mjesta, posebno u planinskim područjima. Ozračenje varira u prosjeku od 1000 kWh/m² godišnje za zemlje sjeverne Evrope, do 2000-2500 kWh/m² godišnje za pustinje. Vremenski uslovi i deklinacija sunca (što zavisi od geografske širine područja) takođe dovodi do razlika u dolasku sunčevog zračenja.

U Rusiji, suprotno uvriježenom mišljenju, postoji mnogo mjesta gdje je isplativo pretvarati solarnu energiju u električnu energiju. Ispod je mapa resursa solarne energije u Rusiji. Kao što vidite, u većem dijelu Rusije može se uspješno koristiti u sezonskom režimu, au područjima sa više od 2000 sunčanih sati godišnje - tokom cijele godine. Naravno, zimi je proizvodnja energije solarnim panelima značajno smanjena, ali je i dalje cijena električne energije iz solarne elektrane znatno niža nego iz dizel ili benzinskih generatora.

Posebno je korisna za korištenje tamo gdje nema centraliziranih električnih mreža, a opskrbu energijom osiguravaju dizel agregati. A takvih regija u Rusiji ima puno.

Štoviše, čak i tamo gdje postoje mreže, korištenje solarnih panela koji rade paralelno s mrežom može značajno smanjiti troškove energije. Uz trenutni trend viših tarifa ruskih monopola za prirodnu energiju, postavljanje solarnih panela postaje pametna investicija.