Radiación solar: ¿qué es? radiación solar total. Radiación solar, terrestre y atmosférica

RADIACIÓN SOLAR

RADIACIÓN SOLAR- Radiación electromagnética y corpuscular del Sol. La radiación electromagnética se propaga en forma de ondas electromagnéticas a la velocidad de la luz y penetra en la atmósfera terrestre. La radiación solar llega a la superficie terrestre en forma de radiación directa y difusa.
La radiación solar es la principal fuente de energía para todos los procesos físicos y geográficos que ocurren en la superficie terrestre y en la atmósfera (ver Insolación). La radiación solar generalmente se mide por su efecto térmico y se expresa en calorías por unidad de área por unidad de tiempo. En total, la Tierra recibe del Sol menos de una dos mil millonésima parte de su radiación.
El rango espectral de la radiación electromagnética del Sol es muy amplio, desde las ondas de radio hasta los rayos X, sin embargo, su máxima intensidad cae en la parte visible (amarillo-verde) del espectro.
También hay una parte corpuscular de la radiación solar, que consiste principalmente en protones que se mueven desde el Sol a velocidades de 300-1500 km/s (viento solar). Durante las erupciones solares también se forman partículas de alta energía (principalmente protones y electrones), que forman el componente solar de los rayos cósmicos.
La contribución energética de la componente corpuscular de la radiación solar a su intensidad total es pequeña en comparación con la electromagnética. Por lo tanto, en varias aplicaciones, el término "radiación solar" se usa en un sentido estricto, es decir, solo su parte electromagnética.
La cantidad de radiación solar depende de la altura del sol, la época del año y la transparencia de la atmósfera. Actinómetros y pirheliómetros se utilizan para medir la radiación solar. La intensidad de la radiación solar suele medirse por su efecto térmico y se expresa en calorías por unidad de superficie por unidad de tiempo.
La radiación solar afecta fuertemente a la Tierra solo durante el día, por supuesto, cuando el Sol está sobre el horizonte. Además, la radiación solar es muy fuerte cerca de los polos, durante los días polares, cuando el Sol está sobre el horizonte incluso a medianoche. Sin embargo, en invierno en los mismos lugares, el Sol no se eleva por encima del horizonte y, por lo tanto, no afecta la región. Las nubes no bloquean la radiación solar y, por lo tanto, aún ingresa a la Tierra (cuando el Sol está directamente sobre el horizonte). La radiación solar es una combinación del color amarillo brillante del Sol y el calor, el calor también pasa a través de las nubes. La radiación solar se transmite a la Tierra a través de la radiación, y no a través de la conducción de calor.
La cantidad de radiación que recibe un cuerpo celeste depende de la distancia entre el planeta y la estrella: a medida que se duplica la distancia, la cantidad de radiación que llega de la estrella al planeta disminuye en un factor de cuatro (proporcional al cuadrado de la distancia). entre el planeta y la estrella). Por lo tanto, incluso pequeños cambios en la distancia entre el planeta y la estrella (dependiendo de la excentricidad de la órbita) conducen a un cambio significativo en la cantidad de radiación que ingresa al planeta. La excentricidad de la órbita terrestre tampoco es constante: a lo largo de milenios, cambia, formando periódicamente un círculo casi perfecto, a veces la excentricidad alcanza el 5% (actualmente es 1,67%), es decir, en el perihelio, la Tierra actualmente recibe 1,033 más radiación solar que en el afelio, y con la mayor excentricidad - más de 1,1 veces. Sin embargo, la cantidad de radiación solar entrante depende mucho más del cambio de estaciones: en la actualidad, la cantidad total de radiación solar que ingresa a la Tierra permanece prácticamente sin cambios, pero en latitudes de 65 N.Sh (la latitud de las ciudades del norte de Rusia, Canadá) en verano la cantidad de radiación solar entrante más del 25% más que en invierno. Esto se debe a que la Tierra está inclinada en un ángulo de 23,3 grados con respecto al Sol. Los cambios de invierno y verano se compensan mutuamente, pero, sin embargo, a medida que aumenta la latitud del sitio de observación, la brecha entre invierno y verano se hace cada vez mayor, por lo que no hay diferencia entre invierno y verano en el ecuador. Más allá del Círculo Polar Ártico, en verano, la entrada de radiación solar es muy alta y en invierno es muy pequeña. Esto forma el clima en la Tierra. Además, los cambios periódicos en la excentricidad de la órbita terrestre pueden dar lugar a la aparición de diferentes épocas geológicas: por ejemplo,

Agrega tu precio a la base de datos

Comentario

El sol (astro. ☉) es la única estrella del sistema solar. Otros objetos de este sistema giran alrededor del Sol: planetas y sus satélites, planetas enanos y sus satélites, asteroides, meteoroides, cometas y polvo cósmico.

La estructura interna del Sol.

Nuestro Sol es una enorme bola luminosa de gas, dentro de la cual tienen lugar procesos complejos y, como resultado, se libera energía continuamente. El volumen interno del Sol se puede dividir en varias regiones; la materia en ellos difiere en sus propiedades, y la energía se distribuye a través de diferentes mecanismos físicos. Conozcámoslos, comenzando desde el mismo centro.

En la parte central del Sol está la fuente de su energía, o dicho en sentido figurado, esa "estufa" que lo calienta y no lo deja enfriar. Esta área se llama núcleo. Bajo el peso de las capas exteriores, la materia del interior del Sol se comprime, y cuanto más profunda, más fuerte. Su densidad aumenta hacia el centro junto con un aumento de la presión y la temperatura. En el núcleo, donde la temperatura alcanza los 15 millones de kelvin, se libera energía.

Esta energía se libera como resultado de la fusión de átomos de elementos químicos ligeros en átomos de elementos más pesados. En el interior del Sol, cuatro átomos de hidrógeno forman un átomo de helio. Fue esta terrible energía la que la gente aprendió a liberar durante la explosión de una bomba de hidrógeno. Existe la esperanza de que en un futuro cercano una persona pueda aprender a usarlo con fines pacíficos (en 2005, se transmitieron noticias sobre el inicio de la construcción del primer reactor termonuclear internacional en Francia).

El núcleo tiene un radio de no más de una cuarta parte del radio total del Sol. Sin embargo, la mitad de la masa solar se concentra en su volumen y se libera casi toda la energía que sustenta el resplandor del Sol. Pero la energía del núcleo caliente debe salir de algún modo al exterior, a la superficie del Sol. Existen varias formas de transferencia de energía dependiendo de las condiciones físicas del entorno, a saber: transferencia radiativa, convección y conducción de calor. La conductividad térmica no juega un papel importante en los procesos de energía en el Sol y las estrellas, mientras que el transporte radiativo y convectivo es muy importante.

Inmediatamente alrededor del núcleo comienza una zona de transferencia de energía radiante, donde se propaga a través de la absorción y emisión de una porción de luz por parte de la sustancia - quanta. La densidad, la temperatura y la presión disminuyen a medida que te alejas del núcleo y la energía fluye en la misma dirección. En general, este proceso es extremadamente lento. Para que los cuantos lleguen desde el centro del Sol a la fotosfera, se necesitan muchos miles de años: después de todo, al ser reemitidos, los cuantos cambian de dirección todo el tiempo, moviéndose hacia atrás casi con la misma frecuencia que hacia adelante.

Los cuantos gamma nacen en el centro del Sol. Su energía es millones de veces mayor que la energía de los cuantos de luz visible, y la longitud de onda es muy pequeña. En el camino, los cuantos sufren transformaciones asombrosas. Un cuanto separado primero es absorbido por algún átomo, pero es inmediatamente reemitido; la mayoría de las veces en este caso, no aparece un cuanto anterior, sino dos o más. De acuerdo con la ley de conservación de la energía, su energía total se conserva y, por lo tanto, la energía de cada uno de ellos disminuye. Así es como surgen cuantos de energías cada vez más bajas. Los potentes cuantos gamma parecen dividirse en cuantos menos energéticos: primero rayos X, luego ultravioleta y

finalmente los rayos visibles e infrarrojos. Como resultado, el sol emite la mayor cantidad de energía en luz visible, y no es casualidad que nuestros ojos sean sensibles a ella.

Como ya hemos dicho, un cuanto tarda mucho en filtrarse a través de la densa materia solar hacia el exterior. Entonces, si la "estufa" dentro del Sol se apagara repentinamente, lo sabríamos solo millones de años después. En su camino a través de las capas solares internas, el flujo de energía encuentra una región donde la opacidad del gas aumenta considerablemente. Esta es la zona convectiva del Sol. Aquí, la energía ya no se transfiere por radiación, sino por convección.

¿Qué es la convección?

Cuando un líquido hierve, se agita. El gas puede comportarse de la misma manera. Enormes corrientes de gas caliente se elevan, donde emiten su calor al medio ambiente, y desciende el gas solar enfriado. Parece que la materia solar está hirviendo y revolviéndose. La zona convectiva comienza aproximadamente a una distancia de 0,7 radios del centro y se extiende casi hasta la superficie más visible del Sol (fotosfera), donde la transferencia del flujo de energía principal vuelve a ser radiante. Sin embargo, debido a la inercia, las corrientes calientes de las capas convectivas más profundas todavía penetran aquí. El patrón de granulación en la superficie del Sol, bien conocido por los observadores, es una manifestación visible de la convección.

zona convectiva del sol

La zona radiactiva es de unos 2/3 del diámetro interior del Sol, y el radio es de unos 140 mil km. Al alejarse del centro, los fotones pierden su energía bajo la influencia de la colisión. Este fenómeno se denomina fenómeno de convección. Esto es similar al proceso que tiene lugar en una tetera hirviendo: la energía proveniente del elemento calefactor es mucho mayor que la cantidad de calor que se elimina por conducción. El agua caliente que está cerca del fuego sube, mientras que el agua más fría se hunde. Este proceso se llama convención. El significado de convección es que un gas más denso se distribuye sobre la superficie, se enfría y vuelve a ir al centro. El proceso de mezcla en la zona convectiva del Sol es continuo. Mirando a través de un telescopio a la superficie del Sol, puede ver su estructura granular: granulación. ¡La sensación es que consiste en gránulos! Esto se debe a la convección que se produce bajo la fotosfera.

fotosfera del sol

Una capa delgada (400 km), la fotosfera del Sol, se encuentra directamente detrás de la zona convectiva y representa la "superficie solar real" visible desde la Tierra. Por primera vez, los gránulos de la fotosfera fueron fotografiados por el francés Janssen en 1885. Un gránulo promedio tiene un tamaño de 1000 km, se mueve a una velocidad de 1 km/seg y existe durante aproximadamente 15 minutos. Se pueden observar formaciones oscuras en la fotosfera en la parte ecuatorial, y luego se desplazan. Los campos magnéticos más fuertes son un sello distintivo de tales lugares. Y el color oscuro se obtiene debido a la temperatura más baja en relación con la fotosfera circundante.

cromosfera del sol

La cromosfera solar (esfera coloreada) es una capa densa (10.000 km) de la atmósfera solar, que se encuentra directamente detrás de la fotosfera. Es bastante problemático observar la cromosfera, debido a su ubicación cercana a la fotosfera. Se ve mejor cuando la Luna cierra la fotosfera, es decir. durante los eclipses solares.

Las protuberancias solares son enormes emisiones de hidrógeno que se asemejan a largos filamentos brillantes. Las prominencias se elevan a grandes distancias, alcanzando el diámetro del Sol (1,4 millones de km), se mueven a una velocidad de unos 300 km/seg, y la temperatura alcanza al mismo tiempo los 10.000 grados.

corona solar

La corona solar son las capas externas y extendidas de la atmósfera del Sol, que se originan sobre la cromosfera. La longitud de la corona solar es muy larga y alcanza varios diámetros solares. A la pregunta de dónde termina exactamente, los científicos aún no han recibido una respuesta definitiva.

La composición de la corona solar es un plasma enrarecido y altamente ionizado. Contiene iones pesados, electrones con núcleo de helio y protones. La temperatura de la corona alcanza de 1 a 2 millones de grados K, en relación con la superficie del Sol.

El viento solar es una salida continua de materia (plasma) de la capa exterior de la atmósfera solar. Se compone de protones, núcleos atómicos y electrones. La velocidad del viento solar puede variar de 300 km/seg a 1500 km/seg, de acuerdo con los procesos que tienen lugar en el Sol. El viento solar se propaga por todo el sistema solar y, al interactuar con el campo magnético terrestre, provoca diversos fenómenos, uno de los cuales es la aurora boreal.

Radiación solar

El sol irradia su energía en todas las longitudes de onda, pero de diferentes maneras. Aproximadamente el 44% de la energía de radiación se encuentra en la parte visible del espectro, y el máximo corresponde al color amarillo-verde. Alrededor del 48% de la energía perdida por el Sol se la llevan los rayos infrarrojos de rango cercano y lejano. Los rayos gamma, los rayos X, la radiación ultravioleta y de radio representan solo alrededor del 8%.

La parte visible de la radiación solar, cuando se estudia con la ayuda de instrumentos de análisis de espectro, resulta ser heterogénea: se observan líneas de absorción en el espectro, descritas por primera vez por J. Fraunhofer en 1814. Estas líneas surgen cuando los fotones de ciertas longitudes de onda son absorbidos por átomos de varios elementos químicos en las capas superiores, relativamente frías, de la atmósfera del Sol. El análisis espectral permite obtener información sobre la composición del Sol, ya que un determinado conjunto de líneas espectrales caracteriza a un elemento químico con extrema precisión. Entonces, por ejemplo, con la ayuda de las observaciones del espectro del Sol, se predijo el descubrimiento del helio, que luego se aisló en la Tierra.

Tipos de radiación

En el curso de las observaciones, los científicos descubrieron que el Sol es una poderosa fuente de emisión de radio. Las ondas de radio penetran en el espacio interplanetario, que son emitidas por la cromosfera (ondas centimétricas) y la corona (ondas decimétricas y métricas). La emisión de radio del Sol tiene dos componentes: constante y variable (ráfagas, "tormentas de ruido"). Durante fuertes erupciones solares, la emisión de radio del Sol aumenta miles e incluso millones de veces en comparación con la emisión de radio del Sol en calma. Esta emisión de radio tiene una naturaleza no térmica.

Los rayos X provienen principalmente de las capas superiores de la cromosfera y la corona. La radiación es especialmente fuerte durante los años de máxima actividad solar.

El sol no solo emite luz, calor y todos los demás tipos de radiación electromagnética. También es una fuente de un flujo constante de partículas: corpúsculos. Neutrinos, electrones, protones, partículas alfa y núcleos atómicos más pesados, todos juntos forman la radiación corpuscular del Sol. Una parte importante de esta radiación es una salida más o menos continua de plasma, el viento solar, que es una continuación de las capas exteriores de la atmósfera solar, la corona solar. En el contexto de este viento de plasma que sopla constantemente, las regiones individuales del Sol son fuentes de los llamados flujos corpusculares más dirigidos y mejorados. Lo más probable es que estén asociados con regiones especiales de la corona solar: agujeros coronarios y también, posiblemente, con regiones activas de larga duración en el Sol. Finalmente, los flujos de partículas a corto plazo más poderosos, principalmente electrones y protones, están asociados con las erupciones solares. Como resultado de los destellos más potentes, las partículas pueden adquirir velocidades que constituyen una fracción significativa de la velocidad de la luz. Las partículas con energías tan altas se llaman rayos cósmicos solares.

La radiación corpuscular solar tiene una fuerte influencia sobre la Tierra, y sobre todo sobre las capas superiores de su atmósfera y campo magnético, provocando numerosos fenómenos geofísicos. La magnetosfera y la atmósfera terrestre nos protegen de los efectos nocivos de la radiación solar.

Intensidad de la radiación solar

Al tener temperaturas extremadamente altas, el Sol es una fuente muy fuerte de radiación. El rango visible de la radiación solar tiene la mayor intensidad de radiación. Al mismo tiempo, una gran cantidad del espectro invisible también llega a la Tierra. En el interior del Sol tienen lugar procesos en los que se sintetizan átomos de helio a partir de átomos de hidrógeno. Estos procesos se denominan procesos de fusión nuclear, van acompañados de la liberación de una gran cantidad de energía. Esta energía lleva a que el Sol se caliente a una temperatura de 15 millones de grados centígrados (en su parte interna).

En la superficie del Sol (fotosfera), la temperatura alcanza los 5500 °C. En esta superficie, el Sol irradia energía con un valor de 63 MW/m². Solo una pequeña parte de esta radiación llega a la superficie de la Tierra, lo que permite que la humanidad exista cómodamente en nuestro planeta. La intensidad media de radiación a la atmósfera terrestre es aproximadamente igual a 1367 W/m². Este valor puede fluctuar en el rango del 5% debido a que, al moverse en una órbita elíptica, la Tierra se aleja del Sol a diferentes distancias durante el año. El valor de 1367 W/m² se denomina constante solar.

La energía solar en la superficie de la Tierra

La atmósfera de la Tierra no permite el paso de toda la energía solar. La superficie de la Tierra no alcanza más de 1000 W/m2. Parte de la energía se absorbe, parte se refleja en las capas de la atmósfera y en las nubes. Una gran cantidad de radiación se dispersa en las capas de la atmósfera, dando como resultado la formación de radiación dispersa (difusa). También en la superficie de la Tierra, parte de la radiación se refleja y se dispersa. La suma de la radiación dispersa y la directa se denomina radiación solar total. La radiación dispersa puede ser del 20 al 60%.

La cantidad de energía que llega a la superficie de la Tierra también se ve afectada por la latitud y la época del año. El eje de nuestro planeta, al pasar por los polos, está inclinado 23,5° con respecto a la órbita de rotación alrededor del Sol. entre marzo

Hasta septiembre, la luz del sol incide más en el hemisferio norte, el resto del tiempo, en el sur. Por lo tanto, la duración del día en verano e invierno es diferente. La latitud del área afecta la duración de las horas de luz. Cuanto más al norte, más tiempo en verano y viceversa.

evolución del sol

Se supone que el Sol nació en una nebulosa de polvo y gas comprimido. Hay al menos dos teorías sobre lo que dio lugar a la contracción inicial de la nebulosa. Según uno de ellos, se supone que uno de los brazos espirales de nuestra galaxia pasó por nuestra región del espacio hace unos 5 mil millones de años. Esto podría causar una ligera compresión y dar lugar a la formación de centros de gravedad en la nube de gas y polvo. De hecho, ahora a lo largo de los brazos espirales vemos un número bastante grande de estrellas jóvenes y nubes de gas luminosas. Otra teoría sugiere que en algún lugar cercano (en la escala del universo, por supuesto) explotó una antigua supernova masiva. La onda de choque resultante podría ser lo suficientemente fuerte como para iniciar la formación de estrellas en "nuestra" nebulosa de gas y polvo. Esta teoría está respaldada por el hecho de que los científicos, al estudiar meteoritos, descubrieron muchos elementos que podrían formarse durante una explosión de supernova.

Además, cuando una masa tan grandiosa (2 * 1030 kg) se comprimió bajo la influencia de las fuerzas gravitatorias, la presión interna la calentó fuertemente a temperaturas a las que podían comenzar reacciones termonucleares en su centro. En la parte central, la temperatura del Sol es de 15.000.000 K, y la presión alcanza cientos de miles de millones de atmósferas. Entonces se encendió una estrella recién nacida (no confundir con estrellas nuevas).

Básicamente, el Sol al comienzo de su vida consistía en hidrógeno. Es hidrógeno el que en el curso de las reacciones termonucleares se convierte en helio, mientras se libera la energía emitida por el Sol. El sol pertenece a un tipo de estrella llamada enana amarilla. Es una estrella de secuencia principal y pertenece al tipo espectral G2. La masa de una estrella solitaria determina sin ambigüedades su destino. Durante su vida (~5 mil millones de años), en el centro de nuestra estrella, donde la temperatura es bastante alta, se quemó aproximadamente la mitad de todo el hidrógeno disponible allí. Aproximadamente lo mismo, 5 mil millones de años, el Sol ha dejado de vivir en la forma a la que estamos acostumbrados.

Después de que el hidrógeno se agote en el centro de la estrella, el Sol aumentará de tamaño y se convertirá en una gigante roja. Esto tendrá un efecto profundo en la Tierra: la temperatura aumentará, los océanos se evaporarán, la vida se volverá imposible. Luego, habiendo agotado el "combustible" por completo y sin tener más fuerza para sostener las capas exteriores de la gigante roja, nuestra estrella terminará su vida como una enana blanca, deleitando a los astrónomos extraterrestres del futuro desconocido para nosotros con una nueva nebulosa planetaria. , cuya forma puede resultar muy extraña debido a la influencia de los planetas.

La muerte del sol por el tiempo

• Ya dentro de 1.100 millones de años, la estrella aumentará su brillo en un 10%, lo que provocará un fuerte calentamiento de la Tierra.
• Después de 3.500 millones de años, el brillo aumentará en un 40%. Los océanos comenzarán a evaporarse y toda la vida en la Tierra terminará.
• Después de 5.400 millones de años, el núcleo de la estrella se quedará sin combustible: hidrógeno. El sol comenzará a aumentar de tamaño, debido a la rarefacción de la capa exterior y al calentamiento del núcleo.
• Después de 7.700 millones de años, nuestra estrella se convertirá en una gigante roja porque... aumente 200 veces debido a esto, el planeta Mercurio será absorbido.
• Al final, después de 7900 millones de años, las capas exteriores de la estrella estarán tan enrarecidas que se desintegrarán en una nebulosa, y en el centro del antiguo Sol habrá un objeto pequeño: una enana blanca. Así terminará nuestro sistema solar. Todos los elementos de construcción que queden después del colapso no se perderán, se convertirán en la base para el nacimiento de nuevas estrellas y planetas.

1. Las estrellas más comunes en el universo son las enanas rojas. Gran parte de esto se debe a su baja masa, lo que les permite vivir mucho tiempo antes de convertirse en enanas blancas.
2. Casi todas las estrellas del universo tienen la misma composición química y la reacción de fusión tiene lugar en cada estrella y es casi idéntica, determinada únicamente por el suministro de combustible.
3. Como sabemos, como una enana blanca, las estrellas de neutrones son uno de los procesos finales en la evolución de las estrellas, surgiendo en gran medida después de una explosión de supernova. Anteriormente, a menudo era difícil distinguir una enana blanca de una estrella de neutrones, pero ahora los científicos que usan telescopios han encontrado diferencias en ellas. Una estrella de neutrones recoge más luz a su alrededor y esto es fácil de ver con telescopios infrarrojos. Octavo lugar entre datos interesantes sobre las estrellas.
4. Debido a su increíble masa, de acuerdo con la teoría general de la relatividad de Einstein, un agujero negro es en realidad una curva en el espacio tal que todo lo que está dentro de su campo gravitatorio es empujado hacia él. El campo gravitatorio de un agujero negro es tan intenso que ni siquiera la luz puede escapar de él.
5. Hasta donde sabemos, cuando una estrella se queda sin combustible, la estrella puede crecer en tamaño más de 1000 veces, luego se convierte en una enana blanca y, debido a la velocidad de la reacción, explota. Esta reacción es más comúnmente conocida como una supernova. Los científicos sugieren que, en relación con este largo proceso, se forman agujeros negros tan misteriosos.
6. Muchas de las estrellas que vemos en el cielo nocturno pueden parecer un solo destello de luz. Sin embargo, este no es siempre el caso. La mayoría de las estrellas que vemos en el cielo son en realidad dos sistemas estelares o sistemas estelares binarios. Simplemente están inimaginablemente lejos y nos parece que solo vemos una mota de luz.
7. Las estrellas que tienen la vida útil más corta son las más masivas. Son una gran masa de productos químicos y tienden a quemar su combustible mucho más rápido.
8. A pesar de que a veces nos parece que el Sol y las estrellas centellean, en realidad no es así. El efecto de centelleo es solo la luz de la estrella que actualmente atraviesa la atmósfera de la Tierra pero que aún no ha llegado a nuestros ojos. Tercer lugar entre los datos más interesantes sobre las estrellas.
9. Las distancias involucradas en la estimación de la distancia a una estrella son inimaginablemente enormes. Considere un ejemplo: la estrella más cercana a la Tierra está a una distancia de unos 4,2 años luz, y para llegar a ella, incluso en nuestra nave más rápida, se necesitarán unos 70.000 años.
10. La estrella más fría conocida es la enana marrón CFBDSIR 1458+10B, que tiene una temperatura de solo alrededor de 100°C. La estrella más caliente conocida es una supergigante azul ubicada en la Vía Láctea llamada "Zeta Purus" con una temperatura de más de 42.000 °C.

La Tierra recibe del Sol 1,36 * 10v24 cal de calor al año. En comparación con esta cantidad de energía, la cantidad restante de energía radiante que llega a la superficie de la Tierra es insignificante. Así, la energía radiante de las estrellas es una cien millonésima parte de la energía solar, la radiación cósmica es dos mil millonésimas, el calor interno de la Tierra en su superficie es igual a una cinco milésima parte del calor solar.
Radiación del sol - radiación solar- es la principal fuente de energía para casi todos los procesos que ocurren en la atmósfera, la hidrosfera y en las capas superiores de la litosfera.
La unidad de medida de la intensidad de la radiación solar es el número de calorías de calor absorbidas por 1 cm2 de una superficie absolutamente negra perpendicular a la dirección de los rayos del sol en 1 minuto (cal/cm2*min).

El flujo de energía radiante del Sol, que llega a la atmósfera terrestre, es muy constante. Su intensidad se denomina constante solar (Io) y se toma en promedio en 1,88 kcal/cm2 min.
El valor de la constante solar fluctúa dependiendo de la distancia de la Tierra al Sol y de la actividad solar. Sus fluctuaciones durante el año son 3.4-3.5%.
Si los rayos del sol en todas partes cayeran verticalmente sobre la superficie de la tierra, entonces, en ausencia de una atmósfera y con una constante solar de 1.88 cal / cm2 * min, cada centímetro cuadrado recibiría 1000 kcal por año. Debido al hecho de que la Tierra es esférica, esta cantidad se reduce 4 veces y 1 sq. cm recibe una media de 250 kcal al año.
La cantidad de radiación solar que recibe la superficie depende del ángulo de incidencia de los rayos.
La cantidad máxima de radiación es recibida por la superficie perpendicular a la dirección de los rayos del sol, porque en este caso toda la energía se distribuye al área con una sección transversal igual a la sección transversal del haz de rayos: a. Con incidencia oblicua del mismo haz de rayos, la energía se distribuye en un área grande (sección c) y una unidad de superficie recibe una menor cantidad de ella. Cuanto menor es el ángulo de incidencia de los rayos, menor es la intensidad de la radiación solar.
La dependencia de la intensidad de la radiación solar con el ángulo de incidencia de los rayos se expresa mediante la fórmula:

I1 = I0 * sinh,

donde I0 es la intensidad de la radiación solar en una sola incidencia de rayos. Fuera de la atmósfera, la constante solar;
I1 - la intensidad de la radiación solar cuando los rayos del sol caen en un ángulo h.
I1 es tantas veces menor que I0, cuantas veces la sección a es menor que la sección b.
La Figura 27 muestra que a / b \u003d sin A.
El ángulo de incidencia de los rayos solares (la altura del Sol) es igual a 90° sólo en las latitudes de 23° 27"N a 23° 27"S. (es decir, entre los trópicos). En otras latitudes, siempre es inferior a 90° (Tabla 8). De acuerdo con la disminución del ángulo de incidencia de los rayos, también debería disminuir la intensidad de la radiación solar que llega a la superficie en diferentes latitudes. Dado que la altura del Sol no permanece constante durante todo el año y durante el día, la cantidad de calor solar que recibe la superficie cambia continuamente.

La cantidad de radiación solar recibida por la superficie está directamente relacionada con de la duración de su exposición a la luz solar.

En la zona ecuatorial fuera de la atmósfera, la cantidad de calor solar durante el año no experimenta grandes fluctuaciones, mientras que en latitudes altas estas fluctuaciones son muy grandes (ver Tabla 9). En invierno, las diferencias en la llegada del calor solar entre latitudes altas y bajas son especialmente significativas. En verano, en condiciones de iluminación continua, las regiones polares reciben la máxima cantidad de calor solar por día en la Tierra. En el día del solsticio de verano en el hemisferio norte, es un 36 % más alto que la cantidad diaria de calor en el ecuador. Pero dado que la duración del día en el ecuador no es de 24 horas (como en este momento en el polo), sino de 12 horas, la cantidad de radiación solar por unidad de tiempo en el ecuador sigue siendo la mayor. El máximo de verano de la suma diaria de calor solar, observado a unos 40-50° de latitud, está asociado con un día relativamente largo (mayor que en este momento por 10-20° de latitud) a una altura significativa del Sol. Las diferencias en la cantidad de calor recibido por las regiones polares y ecuatoriales son menores en verano que en invierno.
El hemisferio sur recibe más calor en verano que el norte, y viceversa en invierno (se ve afectado por el cambio en la distancia de la Tierra al Sol). Y si la superficie de ambos hemisferios fuera completamente homogénea, las amplitudes anuales de las fluctuaciones de temperatura en el hemisferio sur serían mayores que en el norte.
La radiación solar en la atmósfera sufre cambios cuantitativos y cualitativos.
Incluso una atmósfera ideal, seca y limpia absorbe y dispersa los rayos, reduciendo la intensidad de la radiación solar. El efecto debilitador de la atmósfera real, que contiene vapor de agua e impurezas sólidas, sobre la radiación solar es mucho mayor que el ideal. La atmósfera (oxígeno, ozono, dióxido de carbono, polvo y vapor de agua) absorbe principalmente rayos ultravioleta e infrarrojos. La energía radiante del Sol absorbida por la atmósfera se convierte en otro tipo de energía: térmica, química, etc. En general, la absorción debilita la radiación solar entre un 17-25%.
Las moléculas de gases atmosféricos dispersan rayos con ondas relativamente cortas: violeta, azul. Esto es lo que explica el color azul del cielo. Las impurezas dispersan igualmente los rayos con ondas de diferentes longitudes de onda. Por lo tanto, con un contenido significativo de ellos, el cielo adquiere un tinte blanquecino.
Debido a la dispersión y reflexión de los rayos del sol por la atmósfera, en los días nublados se observa la luz del día, los objetos en la sombra son visibles y se produce el fenómeno del crepúsculo.
Cuanto más largo es el camino del haz en la atmósfera, mayor es su espesor que debe atravesar y más significativamente se atenúa la radiación solar. Por lo tanto, con la elevación, la influencia de la atmósfera sobre la radiación disminuye. La longitud del camino de la luz solar en la atmósfera depende de la altura del Sol. Si tomamos como unidad la longitud del trayecto del haz solar en la atmósfera a la altura del Sol 90° (m), la relación entre la altura del Sol y la longitud del trayecto del haz en la atmósfera será como se muestra en la Tabla. diez.

La atenuación total de la radiación en la atmósfera a cualquier altura del Sol se puede expresar mediante la fórmula de Bouguer: Im = I0 * pm, donde Im es la intensidad de la radiación solar cerca de la superficie terrestre modificada en la atmósfera; I0 - constante solar; m es la trayectoria del haz en la atmósfera; a una altura solar de 90 ° es igual a 1 (la masa de la atmósfera), p es el coeficiente de transparencia (un número fraccionario que muestra qué fracción de radiación llega a la superficie en m = 1).
A una altura del Sol de 90°, en m=1, la intensidad de la radiación solar cerca de la superficie terrestre I1 es p veces menor que Io, es decir, I1=Io*p.
Si la altura del Sol es inferior a 90°, entonces m siempre es mayor que 1. La trayectoria de un rayo solar puede constar de varios segmentos, cada uno de los cuales es igual a 1. La intensidad de la radiación solar en el límite entre el el primer (aa1) y segundo (a1a2) segmentos I1 es obviamente igual a Io *p, intensidad de radiación después de pasar el segundo segmento I2=I1*p=I0 p*p=I0 p2; I3=I0p3 etc

La transparencia de la atmósfera no es constante y no es la misma en diferentes condiciones. La relación entre la transparencia de la atmósfera real y la transparencia de la atmósfera ideal, el factor de turbidez, es siempre mayor que uno. Depende del contenido de vapor de agua y polvo en el aire. Con un aumento en la latitud geográfica, el factor de turbidez disminuye: en latitudes de 0 a 20 ° N. sh. es igual a 4,6 en promedio, en latitudes de 40 a 50 ° N. sh. - 3,5, en latitudes de 50 a 60°N. sh. - 2.8 y en latitudes de 60 a 80°N. sh. - 2.0. En latitudes templadas, el factor de turbidez es menor en invierno que en verano, y menor por la mañana que por la tarde. Disminuye con la altura. A mayor factor de turbidez, mayor atenuación de la radiación solar.
Distinguir radiación solar directa, difusa y total.
Parte de la radiación solar que penetra a través de la atmósfera hasta la superficie terrestre es radiación directa. Parte de la radiación dispersada por la atmósfera se convierte en radiación difusa. Toda la radiación solar que penetra en la superficie terrestre, directa y difusa, se denomina radiación total.
La relación entre la radiación directa y la dispersada varía considerablemente dependiendo de la nubosidad, el polvo de la atmósfera y también de la altura del Sol. En cielos despejados, la fracción de radiación dispersa no supera el 0,1%; en cielos nublados, la radiación difusa puede ser mayor que la radiación directa.
A una baja altitud del Sol, la radiación total consiste casi en su totalidad en radiación dispersa. A una altitud solar de 50° y un cielo despejado, la fracción de radiación dispersa no supera el 10-20%.
Los mapas de valores medios anuales y mensuales de la radiación total permiten advertir los principales patrones en su distribución geográfica. Los valores anuales de radiación total se distribuyen principalmente zonalmente. La mayor cantidad anual de radiación total en la Tierra es recibida por la superficie en los desiertos interiores tropicales (Sahara Oriental y la parte central de Arabia). Una disminución notable en la radiación total en el ecuador es causada por la alta humedad del aire y la alta nubosidad. En el Ártico, la radiación total es de 60-70 kcal/cm2 por año; en la Antártida, debido a la frecuente recurrencia de días despejados ya la mayor transparencia de la atmósfera, es algo mayor.

En junio, el hemisferio norte recibe la mayor cantidad de radiación, y especialmente las regiones tropicales y subtropicales del interior. Las cantidades de radiación solar que recibe la superficie en las latitudes templadas y polares del hemisferio norte difieren poco, debido principalmente a la larga duración del día en las regiones polares. Zonificación en la distribución de la radiación total anterior. continentes en el hemisferio norte y en las latitudes tropicales del hemisferio sur casi no se expresa. Se manifiesta mejor en el hemisferio norte sobre el Océano y se expresa claramente en las latitudes extratropicales del hemisferio sur. En el círculo polar sur, el valor de la radiación solar total se aproxima a 0.
En diciembre, las mayores cantidades de radiación ingresan al hemisferio sur. La superficie de hielo elevada de la Antártida, con una gran transparencia del aire, recibe mucha más radiación total que la superficie del Ártico en junio. Hay mucho calor en los desiertos (Kalahari, Gran Australia), pero debido a la mayor oceanicidad del hemisferio sur (influencia de la alta humedad del aire y la nubosidad), sus cantidades aquí son algo menores que en junio en las mismas latitudes. del hemisferio norte. En las latitudes ecuatoriales y tropicales del hemisferio norte, la radiación total varía relativamente poco y la zonificación en su distribución se expresa claramente solo al norte del trópico norte. Con el aumento de la latitud, la radiación total disminuye con bastante rapidez; su isolínea cero pasa un poco al norte del Círculo Polar Ártico.
La radiación solar total, que cae sobre la superficie de la Tierra, se refleja parcialmente hacia la atmósfera. La relación entre la cantidad de radiación reflejada desde una superficie y la cantidad de radiación incidente sobre esa superficie se llama albedo. El albedo caracteriza la reflectividad de una superficie.
El albedo de la superficie terrestre depende de su condición y propiedades: color, humedad, rugosidad, etc. La nieve recién caída tiene la reflectividad más alta (85-95%). Una superficie de agua tranquila refleja solo el 2-5% de los rayos del sol cuando cae verticalmente, y casi todos los rayos que caen sobre ella (90%) cuando el sol está bajo. Albedo de chernozem seco - 14%, húmedo - 8, bosque - 10-20, vegetación de pradera - 18-30, superficie desértica arenosa - 29-35, superficie de hielo marino - 30-40%.
El gran albedo de la superficie del hielo, especialmente cuando está cubierta de nieve fresca (hasta un 95%), es la causa de las bajas temperaturas en las regiones polares en verano, cuando la llegada de la radiación solar es allí significativa.
Radiación de la superficie terrestre y de la atmósfera. Cualquier cuerpo con una temperatura por encima del cero absoluto (más de menos 273°) emite energía radiante. La emisividad total de un cuerpo negro es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura absoluta (T):
E \u003d σ * T4 kcal / cm2 por minuto (ley de Stefan-Boltzmann), donde σ es un coeficiente constante.
Cuanto mayor sea la temperatura del cuerpo radiante, menor será la longitud de onda de los rayos nm emitidos. El Sol incandescente envía al espacio radiación de onda corta. La superficie terrestre, al absorber la radiación solar de onda corta, se calienta y también se convierte en una fuente de radiación (radiación terrestre). Ho, dado que la temperatura de la superficie de la tierra no excede varias decenas de grados, su radiación de onda larga, invisible.
La radiación terrestre es retenida en gran parte por la atmósfera (vapor de agua, dióxido de carbono, ozono), pero los rayos con una longitud de onda de 9-12 micras van más allá de la atmósfera y, por lo tanto, la Tierra pierde parte de su calor.
La atmósfera, que absorbe parte de la radiación solar que la atraviesa y más de la mitad de la terrestre, irradia energía tanto al espacio mundial como a la superficie terrestre. La radiación atmosférica dirigida hacia la superficie de la tierra hacia la superficie de la tierra se llama radiación opuesta. Esta radiación, como la terrestre, de onda larga, invisible.
Dos corrientes de radiación de onda larga se encuentran en la atmósfera: la radiación de la superficie de la Tierra y la radiación de la atmósfera. La diferencia entre ellos, que determina la pérdida real de calor por la superficie terrestre, se denomina radiación eficiente. La radiación efectiva es mayor cuanto mayor es la temperatura de la superficie radiante. La humedad del aire reduce la radiación efectiva, sus nubes la reducen en gran medida.
El valor más alto de las sumas anuales de radiación efectiva se observa en los desiertos tropicales -80 kcal/cm2 por año- debido a la alta temperatura superficial, el aire seco y el cielo despejado. En el ecuador, con alta humedad del aire, la radiación efectiva es de sólo unas 30 kcal/cm2 por año, y su valor para la tierra y el océano difiere muy poco. La radiación efectiva más baja en las regiones polares. En latitudes templadas, la superficie terrestre pierde aproximadamente la mitad de la cantidad de calor que recibe por la absorción de la radiación total.
La capacidad de la atmósfera para dejar pasar la radiación de onda corta del Sol (radiación directa y difusa) y retrasar la radiación de onda larga de la Tierra se denomina efecto invernadero. Debido al efecto invernadero, la temperatura media de la superficie terrestre es de +16°, en ausencia de atmósfera sería de -22° (38° menos).
Balance de radiación (radiación residual). La superficie de la tierra simultáneamente recibe radiación y la despide. La llegada de la radiación es la radiación solar total y la contraradiación de la atmósfera. Consumo - el reflejo de la luz solar desde la superficie (albedo) y la propia radiación de la superficie terrestre. La diferencia entre la radiación entrante y saliente es balance de radiación, o radiación residual. El valor del balance de radiación está determinado por la ecuación

R \u003d Q * (1-α) - Yo,

donde Q es la radiación solar total por unidad de superficie; α - albedo (fracción); I - radiación efectiva.
Si la entrada es mayor que la salida, el balance de radiación es positivo; si la entrada es menor que la salida, el balance es negativo. Por la noche, en todas las latitudes, el balance de radiación es negativo, durante el día, hasta el mediodía, es positivo en todas partes, excepto en las latitudes altas en invierno; por la tarde - nuevamente negativo. En promedio por día, el balance de radiación puede ser tanto positivo como negativo (Tabla 11).


En el mapa de las sumas anuales del balance de radiación de la superficie terrestre, se puede ver un cambio brusco en la posición de las isolíneas cuando se mueven de la tierra al océano. Como regla general, el balance de radiación de la superficie del océano excede el balance de radiación de la tierra (el efecto del albedo y la radiación efectiva). La distribución del balance de radiación es generalmente zonal. En el Océano en latitudes tropicales, los valores anuales del balance de radiación alcanzan las 140 kcal/cm2 (Mar Arábigo) y no superan las 30 kcal/cm2 en el límite del hielo flotante. Las desviaciones de la distribución zonal del balance de radiación en el Océano son insignificantes y están causadas por la distribución de las nubes.
En tierra en las latitudes ecuatoriales y tropicales, los valores anuales del balance de radiación varían de 60 a 90 kcal/cm2, dependiendo de las condiciones de humedad. Las mayores sumas anuales del balance de radiación se registran en aquellas áreas donde el albedo y la radiación efectiva son relativamente pequeños (bosques tropicales húmedos, sabanas). Su valor más bajo se encuentra en regiones muy húmedas (gran nubosidad) y muy secas (gran radiación efectiva). En latitudes templadas y altas, el valor anual del balance de radiación disminuye al aumentar la latitud (efecto de una disminución en la radiación total).
Las sumas anuales del balance de radiación sobre las regiones centrales de la Antártida son negativas (varias calorías por 1 cm2). En el Ártico, estos valores son cercanos a cero.
En julio, el balance de radiación de la superficie terrestre en una parte importante del hemisferio sur es negativo. La línea de balance cero corre entre 40 y 50°S. sh. El valor más alto del balance de radiación se alcanza en la superficie del Océano en las latitudes tropicales del hemisferio norte y en la superficie de algunos mares interiores, como el Mar Negro (14-16 kcal/cm2 por mes).
En enero, la línea de balance cero se ubica entre 40 y 50°N. sh. (sobre los océanos sube algo hacia el norte, sobre los continentes desciende hacia el sur). Una parte significativa del hemisferio norte tiene un balance de radiación negativo. Los mayores valores del balance de radiación están confinados a las latitudes tropicales del hemisferio sur.
En promedio para el año, el balance de radiación de la superficie terrestre es positivo. En este caso, la temperatura de la superficie no aumenta, sino que permanece aproximadamente constante, lo que solo puede explicarse por el continuo consumo de exceso de calor.
El balance de radiación de la atmósfera está formado por la radiación solar y terrestre absorbida por ella, por un lado, y la radiación atmosférica, por otro. Siempre es negativa, ya que la atmósfera absorbe sólo una pequeña parte de la radiación solar, e irradia casi tanta como la superficie.
El balance de radiación de la superficie y la atmósfera juntos, como un todo, para toda la Tierra durante un año es igual a cero en promedio, pero en latitudes puede ser tanto positivo como negativo.
La consecuencia de tal distribución del balance de radiación debería ser la transferencia de calor en la dirección del ecuador a los polos.
Equilibrio térmico. El balance de radiación es el componente más importante del balance de calor. La ecuación del balance de calor superficial muestra cómo la energía de la radiación solar entrante se convierte en la superficie terrestre:

donde R es el balance de radiación; LE - consumo de calor por evaporación (L - calor latente de vaporización, E - evaporación);
P - intercambio de calor turbulento entre la superficie y la atmósfera;
A - intercambio de calor entre la superficie y las capas subyacentes de suelo o agua.
El balance de radiación de una superficie se considera positivo si la radiación absorbida por la superficie supera las pérdidas de calor, y negativo si no las repone. Todos los demás términos del balance de calor se consideran positivos si provocan una pérdida de calor por la superficie (si corresponden al consumo de calor). Porque. todos los términos de la ecuación pueden cambiar, el balance de calor se altera constantemente y se restablece nuevamente.
La ecuación del balance de calor de la superficie considerada anteriormente es aproximada, ya que no tiene en cuenta algunos factores secundarios, pero bajo condiciones específicas, que se vuelven importantes, por ejemplo, la liberación de calor durante la congelación, su consumo para la descongelación, etc. .
El balance de calor de la atmósfera consta del balance de radiación de la atmósfera Ra, el calor proveniente de la superficie, Pa, el calor liberado en la atmósfera durante la condensación, LE, y la transferencia de calor horizontal (advección) Aa. El balance de radiación de la atmósfera es siempre negativo. La entrada de calor como resultado de la condensación de humedad y la magnitud de la transferencia de calor turbulenta son positivas. La advección de calor conduce, en promedio por año, a su transferencia de latitudes bajas a latitudes altas: por lo tanto, significa consumo de calor en latitudes bajas y llegada a latitudes altas. En una derivación de varios años, el balance de calor de la atmósfera se puede expresar mediante la ecuación Ra=Pa+LE.
El balance de calor de la superficie y la atmósfera juntos como un todo es igual a 0 en un promedio a largo plazo (Fig. 35).

La cantidad de radiación solar que ingresa a la atmósfera por año (250 kcal/cm2) se toma como 100%. La radiación solar, que penetra en la atmósfera, se refleja parcialmente en las nubes y vuelve más allá de la atmósfera: 38%, parcialmente absorbida por la atmósfera: 14%, y parcialmente en forma de radiación solar directa llega a la superficie de la tierra: 48%. Del 48% que llega a la superficie, el 44% es absorbido por ella y el 4% reflejado. Así, el albedo de la Tierra es del 42% (38+4).
La radiación absorbida por la superficie terrestre se gasta de la siguiente manera: el 20 % se pierde a través de la radiación efectiva, el 18 % se gasta en la evaporación de la superficie, el 6 % se gasta en calentar el aire durante la transferencia de calor turbulento (total 24 %). La pérdida de calor por la superficie equilibra su llegada. El calor recibido por la atmósfera (14% directamente del Sol, 24% de la superficie terrestre), junto con la radiación efectiva de la Tierra, es dirigido al espacio mundial. El albedo (42%) y la radiación (58%) de la Tierra equilibran la entrada de radiación solar a la atmósfera.

radiación de onda corta del sol

Los rayos ultravioleta y los rayos X provienen principalmente de las capas superiores de la cromosfera y la corona. Esto se estableció lanzando cohetes con instrumentos durante los eclipses solares. La atmósfera solar muy caliente siempre emite radiación invisible de onda corta, pero es especialmente potente durante los años de máxima actividad solar. En este momento, la radiación ultravioleta aumenta en aproximadamente un factor de dos, y la radiación de rayos X en decenas y cientos de veces en comparación con la radiación en años de mínimo. La intensidad de la radiación de onda corta varía de un día a otro y aumenta bruscamente cuando se producen erupciones.

La radiación ultravioleta y de rayos X ioniza parcialmente las capas de la atmósfera terrestre, formando la ionosfera a altitudes de 200 a 500 km de la superficie terrestre. La ionosfera juega un papel importante en la implementación de las comunicaciones por radio de largo alcance: las ondas de radio que provienen de un transmisor de radio, antes de llegar a la antena del receptor, se reflejan repetidamente desde la ionosfera y la superficie de la Tierra. El estado de la ionosfera varía dependiendo de las condiciones de su iluminación por el Sol y de los fenómenos que ocurren en ella. Por lo tanto, para garantizar una comunicación por radio estable, es necesario tener en cuenta la hora del día, la estación y el estado de la actividad solar. Después de las erupciones solares más poderosas, la cantidad de átomos ionizados en la ionosfera aumenta y las ondas de radio son parcial o totalmente absorbidas por ella. Esto conduce al deterioro e incluso al cese temporal de las comunicaciones por radio.

Los científicos prestan especial atención al estudio de la capa de ozono en la atmósfera terrestre. El ozono se forma como resultado de reacciones fotoquímicas (absorción de luz por moléculas de oxígeno) en la estratosfera, y allí se concentra su mayor parte. En total, hay aproximadamente 3 10 9 toneladas de ozono en la atmósfera terrestre. Esto es muy pequeño: ¡el espesor de la capa de ozono puro cerca de la superficie de la Tierra no excedería los 3 mm! Pero el papel de la capa de ozono, que se extiende a una altura de varias decenas de kilómetros sobre la superficie terrestre, es excepcionalmente grande, porque protege a todos los seres vivos de los efectos de las peligrosas radiaciones de onda corta (y, sobre todo, ultravioleta). del sol. El contenido de ozono no es constante en diferentes latitudes y en diferentes épocas del año. Puede disminuir (a veces muy significativamente) como resultado de varios procesos. Esto puede verse facilitado, por ejemplo, por las emisiones de grandes cantidades de sustancias que contienen cloro que agotan la capa de ozono de origen industrial o las emisiones de aerosoles a la atmósfera, así como las emisiones que acompañan a las erupciones volcánicas. Se encontraron áreas de fuerte disminución en el nivel de ozono ("agujeros de ozono") en diferentes regiones de nuestro planeta, no solo en la Antártida y varios otros territorios del hemisferio sur de la Tierra, sino también en el hemisferio norte. En 1992, comenzaron a aparecer informes alarmantes sobre el agotamiento temporal de la capa de ozono sobre el norte de la Rusia europea y una disminución del ozono sobre Moscú y San Petersburgo. Los científicos, al darse cuenta de la naturaleza global del problema, organizan investigaciones ambientales a escala global, incluyendo principalmente un sistema global de monitoreo continuo del estado de la capa de ozono. Se han desarrollado y firmado acuerdos internacionales para proteger la capa de ozono y limitar la producción de sustancias que agotan la capa de ozono.

Emisión de radio solar

Un estudio sistemático de la emisión de radio del Sol comenzó solo después de la Segunda Guerra Mundial, cuando se descubrió que el Sol es una poderosa fuente de emisión de radio. Las ondas de radio penetran en el espacio interplanetario, que son emitidas por la cromosfera (ondas centimétricas) y la corona (ondas decimétricas y métricas). Esta emisión de radio llega a la Tierra. La emisión de radio del Sol tiene dos componentes: una constante, casi sin cambios en intensidad, y una variable (ráfagas, "tormentas de ruido").

La emisión de radio del Sol quieto se explica por el hecho de que el plasma solar caliente siempre emite ondas de radio junto con oscilaciones electromagnéticas de otras longitudes de onda (emisión de radio térmica). Durante grandes erupciones, la emisión de radio del Sol aumenta miles e incluso millones de veces en comparación con la emisión de radio del Sol en calma. Esta emisión de radio, generada por procesos rápidos no estacionarios, tiene una naturaleza no térmica.

Radiación corpuscular del sol

Una serie de fenómenos geofísicos (tormentas magnéticas, es decir, cambios a corto plazo en el campo magnético de la Tierra, auroras, etc.) también están asociados con la actividad solar. Pero estos fenómenos ocurren un día después de las erupciones solares. No son causados ​​​​por la radiación electromagnética que llega a la Tierra en 8,3 minutos, sino por los corpúsculos (protones y electrones que forman un plasma enrarecido), que penetran en el espacio cercano a la Tierra con un retraso (de 1 a 2 días), ya que se mueven a velocidades de 400 - 1000 km/c.

Los corpúsculos son emitidos por el Sol incluso cuando no hay destellos ni manchas en él. La corona solar es la fuente de un flujo constante de plasma (viento solar) que se produce en todas las direcciones. El viento solar, creado por la corona en continua expansión, envuelve a los planetas que se mueven cerca del Sol y . Las bengalas van acompañadas de "ráfagas" de viento solar. Los experimentos en estaciones interplanetarias y satélites terrestres artificiales permitieron detectar directamente el viento solar en el espacio interplanetario. Durante las erupciones y durante una salida tranquila del viento solar, no solo los corpúsculos sino también el campo magnético asociado con el plasma en movimiento penetran en el espacio interplanetario.

La intensidad de la luz solar que llega a la tierra varía según la hora del día, el año, la ubicación y las condiciones climáticas. La cantidad total de energía calculada por día o por año se llama irradiación (o de otra manera "la llegada de la radiación solar") y muestra cuán poderosa fue la radiación solar. La irradiación se mide en W*h/m² por día u otro período.

La intensidad de la radiación solar en el espacio libre a una distancia igual a la distancia media entre la Tierra y el Sol se denomina constante solar. Su valor es de 1353 W/m². Al atravesar la atmósfera, la luz solar se atenúa principalmente debido a la absorción de la radiación infrarroja por el vapor de agua, la radiación ultravioleta por el ozono y la dispersión de la radiación por las partículas de polvo y los aerosoles atmosféricos. El indicador de la influencia atmosférica sobre la intensidad de la radiación solar que llega a la superficie terrestre se denomina "masa de aire" (MA). AM se define como la secante del ángulo entre el Sol y el cenit.

La figura 1 muestra la distribución espectral de la intensidad de la radiación solar en diversas condiciones. La curva superior (AM0) corresponde al espectro solar fuera de la atmósfera terrestre (por ejemplo, a bordo de una nave espacial), es decir, con masa de aire cero. Se aproxima por la distribución de intensidad de la radiación de cuerpo negro a una temperatura de 5800 K. Las curvas AM1 y AM2 ilustran la distribución espectral de la radiación solar en la superficie de la Tierra cuando el Sol está en el cenit y en un ángulo entre el Sol y el cenit. de 60°, respectivamente. En este caso, la potencia de radiación total es de unos 925 y 691 W/m², respectivamente. La intensidad media de la radiación en la Tierra coincide aproximadamente con la intensidad de la radiación en AM=1,5 (el Sol forma un ángulo de 45° con el horizonte).

Cerca de la superficie de la Tierra, se puede tomar el valor promedio de la intensidad de la radiación solar como 635 W/m². En un día muy claro y soleado, este valor oscila entre 950 W/m² y 1220 W/m². El valor medio es de aproximadamente 1000 W/m². Ejemplo: Intensidad de radiación total en Zúrich (47°30′ N, 400 m sobre el nivel del mar) en una superficie perpendicular a la radiación: 1 de mayo 12:00 1080 W/m²; 21 de diciembre 12:00 930 W/m².

Para simplificar el cálculo de la energía solar, se suele expresar en horas de sol con una intensidad de 1000 W/m². Aquellos. 1 hora corresponde a la llegada de una radiación solar de 1000 W*h/m². Esto corresponde aproximadamente al período en que el sol brilla en verano en medio de un día soleado y sin nubes en una superficie perpendicular a los rayos del sol.

Ejemplo
El sol brillante brilla con una intensidad de 1000 W / m² en una superficie perpendicular a los rayos del sol. Durante 1 hora, 1 kWh de energía cae sobre 1 m² (la energía es igual al producto de la potencia y el tiempo). Del mismo modo, un aporte solar medio de 5 kWh/m² al día corresponde a 5 horas punta de sol al día. No confunda las horas pico con las horas reales de luz. Durante las horas del día, el sol brilla con diferente intensidad, pero en total da la misma cantidad de energía que si brillara durante 5 horas a máxima intensidad. Son las horas pico de sol las que se utilizan en los cálculos de las plantas de energía solar.

La llegada de la radiación solar varía durante el día y de un lugar a otro, especialmente en las zonas montañosas. La irradiación varía en promedio de 1000 kWh/m² por año para los países del norte de Europa, a 2000-2500 kWh/m² por año para los desiertos. Las condiciones meteorológicas y la declinación del sol (que depende de la latitud de la zona) también provocan diferencias en la llegada de la radiación solar.

En Rusia, contrariamente a la creencia popular, hay muchos lugares donde es rentable convertir la energía solar en electricidad. A continuación se muestra un mapa de los recursos de energía solar en Rusia. Como puede ver, en la mayor parte de Rusia se puede usar con éxito en modo estacional y en áreas con más de 2000 horas de sol al año, durante todo el año. Naturalmente, en invierno, la generación de energía mediante paneles solares se reduce significativamente, pero aún así el costo de la electricidad de una planta de energía solar sigue siendo significativamente más bajo que el de un generador diesel o de gasolina.

Es especialmente ventajoso su uso donde no hay redes eléctricas centralizadas y el suministro de energía es proporcionado por generadores diesel. Y hay muchas de esas regiones en Rusia.

Además, incluso donde hay redes, el uso de paneles solares que funcionan en paralelo con la red puede reducir significativamente los costos de energía. Con la tendencia actual de aumentar las tarifas de los monopolios de energía natural de Rusia, la instalación de paneles solares se está convirtiendo en una inversión inteligente.