सौर विकिरण - यह क्या है? कुल सौर विकिरण. सौर, स्थलीय और वायुमंडलीय विकिरण

सौर विकिरण

सौर विकिरण- सूर्य से विद्युत चुम्बकीय और कणिका विकिरण। विद्युत चुम्बकीय विकिरण प्रकाश की गति से विद्युत चुम्बकीय तरंगों के रूप में यात्रा करता है और पृथ्वी के वायुमंडल में प्रवेश करता है। सौर विकिरण पृथ्वी की सतह पर प्रत्यक्ष और विसरित विकिरण के रूप में पहुँचता है।
पृथ्वी की सतह और वायुमंडल में होने वाली सभी भौतिक और भौगोलिक प्रक्रियाओं के लिए सौर विकिरण ऊर्जा का मुख्य स्रोत है (सूर्यपात देखें)। सौर विकिरण को आमतौर पर इसके थर्मल प्रभाव से मापा जाता है और प्रति इकाई सतह क्षेत्र प्रति इकाई समय में कैलोरी में व्यक्त किया जाता है। कुल मिलाकर, पृथ्वी को सूर्य से अपने विकिरण का एक दो अरबवें हिस्से से भी कम प्राप्त होता है।
सूर्य से विद्युत चुम्बकीय विकिरण की वर्णक्रमीय सीमा बहुत व्यापक है - रेडियो तरंगों से लेकर एक्स-रे तक - लेकिन इसकी अधिकतम तीव्रता स्पेक्ट्रम के दृश्य (पीले-हरे) भाग पर पड़ती है।
सौर विकिरण का एक कणिका भाग भी होता है, जिसमें मुख्य रूप से 300-1500 किमी/सेकेंड (सौर हवा) की गति से सूर्य से आने वाले प्रोटॉन होते हैं। सौर ज्वालाओं के दौरान, उच्च-ऊर्जा कण (मुख्य रूप से प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉन) भी उत्पन्न होते हैं, जो ब्रह्मांडीय किरणों के सौर घटक का निर्माण करते हैं।
इसकी समग्र तीव्रता में सौर विकिरण के कणिका घटक का ऊर्जा योगदान विद्युत चुम्बकीय की तुलना में छोटा है। इसलिए, कई अनुप्रयोगों में "सौर विकिरण" शब्द का उपयोग एक संकीर्ण अर्थ में किया जाता है, जिसका अर्थ केवल इसका विद्युत चुम्बकीय भाग होता है।
सौर विकिरण की मात्रा सूर्य की ऊंचाई, वर्ष के समय और वातावरण की पारदर्शिता पर निर्भर करती है। सौर विकिरण को मापने के लिए एक्टिनोमीटर और पाइरहेलियोमीटर का उपयोग किया जाता है। सौर विकिरण की तीव्रता आमतौर पर इसके थर्मल प्रभाव से मापी जाती है और प्रति इकाई सतह क्षेत्र प्रति इकाई समय में कैलोरी में व्यक्त की जाती है।
सौर विकिरण पृथ्वी को केवल दिन के समय ही दृढ़ता से प्रभावित करता है, निश्चित रूप से - जब सूर्य क्षितिज से ऊपर होता है। इसके अलावा, ध्रुवीय दिनों के दौरान, जब सूर्य आधी रात को भी क्षितिज से ऊपर होता है, ध्रुवों के पास सौर विकिरण बहुत मजबूत होता है। हालाँकि, सर्दियों में, उन्हीं स्थानों पर, सूर्य बिल्कुल भी क्षितिज से ऊपर नहीं उठता है, और इसलिए इस क्षेत्र को प्रभावित नहीं करता है। सौर विकिरण बादलों द्वारा अवरुद्ध नहीं होता है, और इसलिए अभी भी पृथ्वी तक पहुंचता है (जब सूर्य सीधे क्षितिज के ऊपर होता है)। सौर विकिरण सूर्य के चमकीले पीले रंग और गर्मी का एक संयोजन है, गर्मी बादलों के माध्यम से भी गुजरती है। सौर विकिरण पृथ्वी पर विकिरण द्वारा संचारित होता है, तापीय संचालन द्वारा नहीं।
किसी खगोलीय पिंड द्वारा प्राप्त विकिरण की मात्रा ग्रह और तारे के बीच की दूरी पर निर्भर करती है - जैसे-जैसे दूरी दोगुनी हो जाती है, तारे से ग्रह तक प्राप्त विकिरण की मात्रा चार गुना कम हो जाती है (ग्रह और तारे के बीच की दूरी के वर्ग के अनुपात में) तारा)। इस प्रकार, ग्रह और तारे के बीच की दूरी में भी छोटे परिवर्तन (कक्षा की विलक्षणता के आधार पर) ग्रह में प्रवेश करने वाले विकिरण की मात्रा में महत्वपूर्ण परिवर्तन का कारण बनते हैं। पृथ्वी की कक्षा की विलक्षणता भी स्थिर नहीं है - सहस्राब्दियों के दौरान यह बदलती रहती है, समय-समय पर लगभग पूर्ण वृत्त बनाती है, कभी-कभी विलक्षणता 5% तक पहुँच जाती है (वर्तमान में यह 1.67% है), अर्थात, पेरीहेलियन पर पृथ्वी वर्तमान में 1.033 प्राप्त करती है अपसौर की तुलना में अधिक सौर विकिरण, और सबसे बड़ी विलक्षणता पर - 1.1 गुना से अधिक। हालाँकि, आने वाले सौर विकिरण की मात्रा मौसम के बदलावों पर अधिक निर्भर करती है - वर्तमान में पृथ्वी में प्रवेश करने वाले सौर विकिरण की कुल मात्रा व्यावहारिक रूप से अपरिवर्तित रहती है, लेकिन 65 N अक्षांश (रूस और कनाडा के उत्तरी शहरों के अक्षांश) पर ) गर्मियों में आने वाले सौर विकिरण की मात्रा सर्दियों की तुलना में 25% अधिक होती है। ऐसा इसलिए होता है क्योंकि पृथ्वी सूर्य के सापेक्ष 23.3 डिग्री के कोण पर झुकी हुई है। सर्दी और गर्मी के बदलावों की परस्पर भरपाई होती है, लेकिन फिर भी, जैसे-जैसे अवलोकन स्थल का अक्षांश बढ़ता है, सर्दी और गर्मी के बीच का अंतर बड़ा होता जाता है, इसलिए भूमध्य रेखा पर सर्दी और गर्मी के बीच कोई अंतर नहीं होता है। आर्कटिक सर्कल से परे, सौर विकिरण गर्मियों में बहुत अधिक और सर्दियों में बहुत कम होता है। यह पृथ्वी पर जलवायु को आकार देता है। इसके अलावा, पृथ्वी की कक्षा की विलक्षणता में आवधिक परिवर्तन से विभिन्न भूवैज्ञानिक युगों का उदय हो सकता है: उदाहरण के लिए,

अपनी कीमत डेटाबेस में जोड़ें

एक टिप्पणी

सूर्य (astro. ☉) सौरमंडल का एकमात्र तारा है। इस प्रणाली की अन्य वस्तुएँ सूर्य के चारों ओर घूमती हैं: ग्रह और उनके उपग्रह, बौने ग्रह और उनके उपग्रह, क्षुद्रग्रह, उल्कापिंड, धूमकेतु और ब्रह्मांडीय धूल।

सूर्य की आंतरिक संरचना

हमारा सूर्य गैस का एक विशाल चमकदार गोला है, जिसके भीतर जटिल प्रक्रियाएँ होती रहती हैं और परिणामस्वरूप, ऊर्जा लगातार निकलती रहती है। सूर्य के आंतरिक आयतन को कई क्षेत्रों में विभाजित किया जा सकता है; उनमें पदार्थ अपने गुणों में भिन्न होता है, और ऊर्जा विभिन्न भौतिक तंत्रों के माध्यम से वितरित होती है। आइए उन्हें बिल्कुल केंद्र से शुरू करके जानें।

सूर्य के मध्य भाग में उसकी ऊर्जा का एक स्रोत है, या, आलंकारिक भाषा में, वह "स्टोव" है जो इसे गर्म करता है और ठंडा नहीं होने देता है। इस क्षेत्र को कोर कहा जाता है। बाहरी परतों के भार के नीचे, सूर्य के अंदर का पदार्थ संकुचित होता है, और जितना गहरा, उतना मजबूत। दबाव और तापमान बढ़ने के साथ-साथ इसका घनत्व केंद्र की ओर बढ़ता है। कोर में, जहां तापमान 15 मिलियन केल्विन तक पहुंचता है, ऊर्जा निकलती है।

यह ऊर्जा हल्के रासायनिक तत्वों के परमाणुओं के भारी परमाणुओं में संलयन के परिणामस्वरूप निकलती है। सूर्य की गहराई में चार हाइड्रोजन परमाणुओं से एक हीलियम परमाणु बनता है। यह वह भयानक ऊर्जा थी जिसे लोगों ने हाइड्रोजन बम के विस्फोट के दौरान छोड़ना सीखा। आशा है कि निकट भविष्य में लोग शांतिपूर्ण उद्देश्यों के लिए इसका उपयोग करना सीख सकेंगे (2005 में, समाचार फ़ीड ने फ्रांस में पहले अंतरराष्ट्रीय थर्मोन्यूक्लियर रिएक्टर के निर्माण की शुरुआत की सूचना दी थी)।

कोर की त्रिज्या सूर्य की कुल त्रिज्या के एक चौथाई से अधिक नहीं है। हालाँकि, सौर द्रव्यमान का आधा हिस्सा इसके आयतन में केंद्रित होता है और सूर्य की चमक का समर्थन करने वाली लगभग सारी ऊर्जा निकल जाती है। लेकिन गर्म कोर की ऊर्जा किसी तरह बाहर की ओर, सूर्य की सतह तक निकल जानी चाहिए। पर्यावरण की भौतिक स्थितियों के आधार पर ऊर्जा हस्तांतरण के विभिन्न तरीके हैं, अर्थात्: विकिरण हस्तांतरण, संवहन और थर्मल चालन। सूर्य और तारों में ऊर्जा प्रक्रियाओं में तापीय चालकता कोई बड़ी भूमिका नहीं निभाती है, जबकि विकिरण और संवहनी स्थानांतरण बहुत महत्वपूर्ण हैं।

नाभिक के चारों ओर तुरंत, विकिरण ऊर्जा हस्तांतरण का एक क्षेत्र शुरू होता है, जहां यह पदार्थ - क्वांटा द्वारा प्रकाश के एक हिस्से के अवशोषण और उत्सर्जन के माध्यम से फैलता है। जैसे-जैसे आप कोर से दूर जाते हैं घनत्व, तापमान और दबाव कम होता जाता है और ऊर्जा उसी दिशा में प्रवाहित होती है। कुल मिलाकर यह प्रक्रिया बेहद धीमी है. क्वांटा को सूर्य के केंद्र से प्रकाशमंडल तक पहुंचने में कई हजारों साल लगते हैं: आखिरकार, जब दोबारा उत्सर्जित होता है, तो क्वांटा लगातार दिशा बदलता है, लगभग उतनी ही बार पीछे की ओर बढ़ता है जितनी बार आगे बढ़ता है।

गामा क्वांटा का जन्म सूर्य के केंद्र में होता है। उनकी ऊर्जा दृश्य प्रकाश क्वांटा की ऊर्जा से लाखों गुना अधिक है, और उनकी तरंग दैर्ध्य बहुत कम है। रास्ते में, क्वांटा आश्चर्यजनक परिवर्तनों से गुजरता है। एक अलग क्वांटम को पहले कुछ परमाणु द्वारा अवशोषित किया जाता है, लेकिन तुरंत फिर से उत्सर्जित किया जाता है; अक्सर, इस मामले में, एक पिछली क्वांटम नहीं, बल्कि दो या अधिक दिखाई देती हैं। ऊर्जा संरक्षण के नियम के अनुसार, उनकी कुल ऊर्जा संरक्षित रहती है, और इसलिए उनमें से प्रत्येक की ऊर्जा कम हो जाती है। इस प्रकार निचली और निचली ऊर्जाओं का क्वांटा उत्पन्न होता है। शक्तिशाली गामा किरणें कम ऊर्जावान क्वांटा में विभाजित होती प्रतीत होती हैं - पहले एक्स-रे, फिर पराबैंगनी और

अंततः दृश्यमान और अवरक्त किरणें। परिणामस्वरूप, सूर्य दृश्य प्रकाश में सबसे अधिक मात्रा में ऊर्जा उत्सर्जित करता है, और यह कोई संयोग नहीं है कि हमारी आँखें इसके प्रति संवेदनशील हैं।

जैसा कि हमने पहले ही कहा है, किसी क्वांटम को घने सौर पदार्थ के माध्यम से बाहर तक प्रवेश करने में बहुत लंबा समय लगता है। इसलिए यदि सूर्य के अंदर का "स्टोव" अचानक बुझ गया, तो हमें इसके बारे में लाखों साल बाद ही पता चलेगा। आंतरिक सौर परतों के माध्यम से अपने रास्ते पर, ऊर्जा प्रवाह एक ऐसे क्षेत्र का सामना करता है जहां गैस की अस्पष्टता बहुत बढ़ जाती है। यह सूर्य का संवहन क्षेत्र है। यहां ऊर्जा का स्थानांतरण विकिरण द्वारा नहीं, बल्कि संवहन द्वारा होता है।

संवहन क्या है?

जब तरल उबल जाए तो उसे हिलाया जाता है। गैस भी इसी प्रकार व्यवहार कर सकती है। गर्म गैस की विशाल धाराएँ ऊपर की ओर उठती हैं, जहाँ वे अपनी गर्मी पर्यावरण को छोड़ देती हैं, और ठंडी सौर गैस नीचे उतरती है। सौर पदार्थ उबलता और हिलता हुआ प्रतीत होता है। संवहन क्षेत्र केंद्र से लगभग 0.7 त्रिज्या पर शुरू होता है और लगभग सूर्य की सबसे दृश्यमान सतह (फोटोस्फीयर) तक फैला होता है, जहां मुख्य ऊर्जा प्रवाह का स्थानांतरण फिर से उज्ज्वल हो जाता है। हालाँकि, जड़ता के कारण, गहरी, संवहनशील परतों से गर्म प्रवाह अभी भी यहाँ प्रवेश करते हैं। सूर्य की सतह पर कणिकायन का पैटर्न, जो पर्यवेक्षकों को अच्छी तरह से ज्ञात है, संवहन की एक दृश्य अभिव्यक्ति है।

सूर्य का संवहन क्षेत्र

रेडियोधर्मी क्षेत्र सूर्य के आंतरिक व्यास का लगभग 2/3 है, और त्रिज्या लगभग 140 हजार किमी है। केंद्र से दूर जाने पर फोटॉन टकराव के प्रभाव में अपनी ऊर्जा खो देते हैं। इस घटना को संवहन घटना कहा जाता है। यह उस प्रक्रिया की याद दिलाता है जो उबलती केतली में होती है: ताप तत्व से आने वाली ऊर्जा चालन द्वारा निकाली गई मात्रा से कहीं अधिक होती है। आग के पास गर्म पानी ऊपर उठता है और ठंडा पानी डूब जाता है। इस प्रक्रिया को कन्वेंशन कहा जाता है. संवहन का अर्थ यह है कि सघन गैस सतह पर वितरित होती है, ठंडी होती है और फिर केंद्र में चली जाती है। सूर्य के संवहन क्षेत्र में मिश्रण की प्रक्रिया निरंतर चलती रहती है। सूर्य की सतह पर दूरबीन से देखने पर, आप इसकी दानेदार संरचना - दाने देख सकते हैं। ऐसा लगता है जैसे यह दानों से बना है! ऐसा प्रकाशमंडल के नीचे होने वाले संवहन के कारण होता है।

सूर्य का प्रकाशमंडल

एक पतली परत (400 किमी) - सूर्य का प्रकाशमंडल, सीधे संवहन क्षेत्र के पीछे स्थित है और पृथ्वी से दिखाई देने वाली "वास्तविक सौर सतह" का प्रतिनिधित्व करती है। फोटोस्फीयर में ग्रैन्यूल्स की तस्वीर सबसे पहले 1885 में फ्रांसीसी जैनसेन ने खींची थी। औसत ग्रेन्युल का आकार 1000 किमी है, 1 किमी/सेकंड की गति से चलता है और लगभग 15 मिनट तक मौजूद रहता है। प्रकाशमंडल में अंधेरे संरचनाओं को भूमध्यरेखीय भाग में देखा जा सकता है, और फिर वे स्थानांतरित हो जाते हैं। मजबूत चुंबकीय क्षेत्र ऐसे धब्बों की एक विशिष्ट विशेषता है। और आसपास के प्रकाशमंडल के सापेक्ष कम तापमान के कारण गहरा रंग प्राप्त होता है।

सूर्य का क्रोमोस्फीयर

सौर क्रोमोस्फीयर (रंगीन गोला) सौर वायुमंडल की एक घनी परत (10,000 किमी) है जो सीधे प्रकाशमंडल के पीछे स्थित होती है। प्रकाशमंडल के निकट स्थित होने के कारण क्रोमोस्फीयर का निरीक्षण करना काफी समस्याग्रस्त है। इसे सबसे अच्छा तब देखा जाता है जब चंद्रमा प्रकाशमंडल को ढक लेता है, यानी। सूर्य ग्रहण के दौरान.

सौर प्रमुखताएं हाइड्रोजन के विशाल उत्सर्जन हैं, जो लंबे चमकदार फिलामेंट्स के समान हैं। प्रमुखताएं विशाल दूरी तक बढ़ती हैं, सूर्य के व्यास (1.4 मिमी किमी) तक पहुंचती हैं, लगभग 300 किमी/सेकंड की गति से चलती हैं, और तापमान 10,000 डिग्री तक पहुंच जाता है।

सौर कोरोना

सौर कोरोना सूर्य के वायुमंडल की बाहरी और विस्तारित परत है, जो क्रोमोस्फीयर के ऊपर उत्पन्न होती है। सौर कोरोना की लंबाई बहुत लंबी है और कई सौर व्यासों के मान तक पहुंचती है। वैज्ञानिकों को अभी तक इस सवाल का स्पष्ट जवाब नहीं मिला है कि यह वास्तव में कहां समाप्त होता है।

सौर कोरोना की संरचना एक दुर्लभ, अत्यधिक आयनित प्लाज्मा है। इसमें भारी आयन, हीलियम कोर वाले इलेक्ट्रॉन और प्रोटॉन होते हैं। सूर्य की सतह के सापेक्ष कोरोना का तापमान 1 से 2 मिलियन डिग्री K तक पहुँच जाता है।

सौर हवा सौर वायुमंडल के बाहरी आवरण से पदार्थ (प्लाज्मा) का निरंतर बहिर्प्रवाह है। इसमें प्रोटॉन, परमाणु नाभिक और इलेक्ट्रॉन होते हैं। सूर्य पर होने वाली प्रक्रियाओं के अनुसार सौर हवा की गति 300 किमी/सेकंड से 1500 किमी/सेकंड तक भिन्न हो सकती है। सौर हवा पूरे सौर मंडल में फैलती है और, पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र के साथ बातचीत करके, विभिन्न घटनाओं का कारण बनती है, जिनमें से एक उत्तरी रोशनी है।

सूर्य से विकिरण

सूर्य अपनी ऊर्जा सभी तरंग दैर्ध्य में उत्सर्जित करता है, लेकिन अलग-अलग तरीकों से। लगभग 44% विकिरण ऊर्जा स्पेक्ट्रम के दृश्य भाग में है, और अधिकतम पीले-हरे रंग से मेल खाती है। सूर्य द्वारा नष्ट की गई ऊर्जा का लगभग 48% निकट और दूर अवरक्त किरणों द्वारा ले जाया जाता है। गामा किरणें, एक्स-रे, पराबैंगनी और रेडियो विकिरण का योगदान केवल 8% है।

सौर विकिरण का दृश्य भाग, जब स्पेक्ट्रम-विश्लेषण उपकरणों का उपयोग करके अध्ययन किया जाता है, तो अमानवीय हो जाता है - 1814 में जे. फ्राउनहोफर द्वारा पहली बार वर्णित अवशोषण रेखाएं स्पेक्ट्रम में देखी जाती हैं। ये रेखाएँ तब उत्पन्न होती हैं जब कुछ तरंग दैर्ध्य के फोटॉन सूर्य के वायुमंडल की ऊपरी, अपेक्षाकृत ठंडी परतों में विभिन्न रासायनिक तत्वों के परमाणुओं द्वारा अवशोषित होते हैं। वर्णक्रमीय विश्लेषण हमें सूर्य की संरचना के बारे में जानकारी प्राप्त करने की अनुमति देता है, क्योंकि वर्णक्रमीय रेखाओं का एक निश्चित सेट एक रासायनिक तत्व को बेहद सटीक रूप से चित्रित करता है। उदाहरण के लिए, सूर्य के स्पेक्ट्रम के अवलोकन का उपयोग करके, हीलियम की खोज की भविष्यवाणी की गई थी, जिसे बाद में पृथ्वी पर अलग कर दिया गया था।

विकिरण के प्रकार

अवलोकन के दौरान वैज्ञानिकों ने पाया कि सूर्य रेडियो उत्सर्जन का एक शक्तिशाली स्रोत है। रेडियो तरंगें अंतरग्रहीय अंतरिक्ष में प्रवेश करती हैं और क्रोमोस्फीयर (सेंटीमीटर तरंगें) और कोरोना (डेसीमीटर और मीटर तरंगें) द्वारा उत्सर्जित होती हैं। सूर्य से रेडियो उत्सर्जन के दो घटक होते हैं - स्थिर और परिवर्तनशील (विस्फोट, "शोर तूफान")। तीव्र सौर ज्वालाओं के दौरान, सूर्य से रेडियो उत्सर्जन शांत सूर्य से रेडियो उत्सर्जन की तुलना में हजारों और यहां तक ​​कि लाखों गुना बढ़ जाता है। यह रेडियो उत्सर्जन प्रकृति में गैर-थर्मल है।

एक्स-रे मुख्यतः क्रोमोस्फीयर और कोरोना की ऊपरी परतों से आते हैं। अधिकतम सौर गतिविधि के वर्षों के दौरान विकिरण विशेष रूप से मजबूत होता है।

सूर्य न केवल प्रकाश, ऊष्मा और अन्य सभी प्रकार के विद्युत चुम्बकीय विकिरण उत्सर्जित करता है। यह कणों - कणिकाओं - के निरंतर प्रवाह का एक स्रोत भी है। न्यूट्रिनो, इलेक्ट्रॉन, प्रोटॉन, अल्फा कण और भारी परमाणु नाभिक सभी मिलकर सूर्य के कणिका विकिरण का निर्माण करते हैं। इस विकिरण का एक महत्वपूर्ण हिस्सा प्लाज्मा का कमोबेश निरंतर बहिर्वाह है - सौर हवा, जो सौर वायुमंडल की बाहरी परतों - सौर कोरोना की निरंतरता है। इस लगातार बहने वाली प्लाज़्मा हवा की पृष्ठभूमि के खिलाफ, सूर्य पर अलग-अलग क्षेत्र अधिक निर्देशित, संवर्धित, तथाकथित कणिका प्रवाह के स्रोत हैं। सबसे अधिक संभावना है, वे सौर कोरोना के विशेष क्षेत्रों - कोरोनल छिद्रों, और संभवतः, सूर्य पर लंबे समय तक रहने वाले सक्रिय क्षेत्रों से भी जुड़े हुए हैं। अंत में, कणों का सबसे शक्तिशाली अल्पकालिक प्रवाह, मुख्य रूप से इलेक्ट्रॉन और प्रोटॉन, सौर ज्वालाओं से जुड़े होते हैं। सबसे शक्तिशाली ज्वालाओं के परिणामस्वरूप, कण ऐसी गति प्राप्त कर सकते हैं जो प्रकाश की गति का एक उल्लेखनीय अंश है। ऐसी उच्च ऊर्जा वाले कणों को सौर ब्रह्मांडीय किरणें कहा जाता है।

सौर कणिका विकिरण का पृथ्वी पर और मुख्य रूप से इसके वायुमंडल की ऊपरी परतों और चुंबकीय क्षेत्र पर गहरा प्रभाव पड़ता है, जिससे कई भूभौतिकीय घटनाएं होती हैं। पृथ्वी का मैग्नेटोस्फीयर और वायुमंडल हमें सौर विकिरण के हानिकारक प्रभावों से बचाते हैं।

सौर विकिरण की तीव्रता

अत्यधिक उच्च तापमान होने के कारण, सूर्य विकिरण का एक बहुत मजबूत स्रोत है। सौर विकिरण की दृश्यमान सीमा में विकिरण की तीव्रता सबसे अधिक होती है। साथ ही बड़ी मात्रा में अदृश्य स्पेक्ट्रम भी पृथ्वी पर पहुंचता है। सूर्य के अंदर ऐसी प्रक्रियाएँ होती हैं जिनमें हाइड्रोजन परमाणुओं से हीलियम परमाणुओं का संश्लेषण होता है। इन प्रक्रियाओं को परमाणु संलयन प्रक्रिया कहा जाता है, इनके साथ भारी मात्रा में ऊर्जा निकलती है। यह ऊर्जा सूर्य को 15 मिलियन डिग्री सेल्सियस (इसके आंतरिक भाग में) के तापमान तक गर्म कर देती है।

सूर्य की सतह (प्रकाशमंडल) पर तापमान 5500°C तक पहुँच जाता है। इस सतह पर सूर्य 63 मेगावाट/वर्ग मीटर ऊर्जा उत्सर्जित करता है। इस विकिरण का केवल एक छोटा सा हिस्सा ही पृथ्वी की सतह तक पहुंचता है, जो मानवता को हमारे ग्रह पर आराम से रहने की अनुमति देता है। पृथ्वी के वायुमंडल पर औसत विकिरण तीव्रता लगभग 1367 W/m² है। यह मान इस तथ्य के कारण 5% की सीमा में उतार-चढ़ाव कर सकता है कि, एक अण्डाकार कक्षा के साथ चलते हुए, पृथ्वी पूरे वर्ष अलग-अलग दूरी पर सूर्य से दूर जाती रहती है। 1367 W/m² का मान सौर नियतांक कहलाता है।

पृथ्वी की सतह पर सौर ऊर्जा

पृथ्वी का वायुमंडल समस्त सौर ऊर्जा को गुजरने की अनुमति नहीं देता है। पृथ्वी की सतह 1000 W/m2 से अधिक नहीं पहुँचती है। ऊर्जा का कुछ भाग अवशोषित हो जाता है, कुछ वायुमंडल की परतों और बादलों में परिलक्षित होता है। वायुमंडल की परतों में बड़ी मात्रा में विकिरण बिखरा हुआ है, जिसके परिणामस्वरूप बिखरा हुआ विकिरण (फैला हुआ) बनता है। पृथ्वी की सतह पर, विकिरण का कुछ भाग भी परावर्तित होता है और बिखरे हुए विकिरण में बदल जाता है। विसरित और प्रत्यक्ष विकिरण के योग को कुल सौर विकिरण कहा जाता है। बिखरा हुआ विकिरण 20 से 60% तक हो सकता है।

पृथ्वी की सतह तक पहुँचने वाली ऊर्जा की मात्रा भौगोलिक अक्षांश और वर्ष के समय से भी प्रभावित होती है। ध्रुवों से होकर गुजरने वाली हमारे ग्रह की धुरी सूर्य के चारों ओर इसकी कक्षा के सापेक्ष 23.5° झुकी हुई है। मार्च के बीच

सितंबर तक, सूरज की रोशनी उत्तरी गोलार्ध पर अधिक पड़ती है, बाकी समय - दक्षिणी गोलार्ध पर। इसलिए, गर्मी और सर्दी में दिन की लंबाई अलग-अलग होती है। क्षेत्र का अक्षांश दिन के उजाले की लंबाई को प्रभावित करता है। आप जितना अधिक उत्तर की ओर जाएंगे, गर्मी उतनी ही अधिक होगी और इसके विपरीत।

सूर्य का विकास

यह माना जाता है कि सूर्य का जन्म एक संपीड़ित गैस और धूल नीहारिका में हुआ था। इस बारे में कम से कम दो सिद्धांत हैं कि निहारिका के प्रारंभिक संकुचन का कारण क्या था। उनमें से एक के अनुसार, यह माना जाता है कि हमारी आकाशगंगा की सर्पिल भुजाओं में से एक लगभग 5 अरब वर्ष पहले अंतरिक्ष के हमारे क्षेत्र से होकर गुजरी थी। इससे हल्का सा संपीड़न हो सकता है और गैस-धूल के बादल में गुरुत्वाकर्षण के केंद्रों का निर्माण हो सकता है। दरअसल, अब हम सर्पिल भुजाओं के साथ बड़ी संख्या में युवा तारे और चमकते गैस बादल देखते हैं। एक अन्य सिद्धांत से पता चलता है कि कहीं आस-पास (बेशक, ब्रह्मांड के पैमाने पर) एक प्राचीन विशाल सुपरनोवा विस्फोट हुआ था। परिणामी शॉक वेव "हमारे" गैस-धूल निहारिका में तारा निर्माण शुरू करने के लिए पर्याप्त मजबूत हो सकती है। यह सिद्धांत इस तथ्य से समर्थित है कि उल्कापिंडों का अध्ययन करने वाले वैज्ञानिकों ने बहुत सारे तत्वों की खोज की है जो सुपरनोवा विस्फोट के दौरान बन सकते थे।

इसके अलावा, जब इस तरह के विशाल द्रव्यमान (2 * 1030 किग्रा) को गुरुत्वाकर्षण बलों के प्रभाव में संपीड़ित किया गया था, तो यह आंतरिक दबाव से खुद को उस तापमान तक गर्म कर लेता था जिस पर इसके केंद्र में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं शुरू हो सकती थीं। मध्य भाग में, सूर्य पर तापमान 15,000,000K है, और दबाव सैकड़ों अरब वायुमंडल तक पहुँच जाता है। इस प्रकार एक नवजात तारा प्रकाशित हुआ (नए तारों से भ्रमित न हों)।

अपने जीवन की शुरुआत में सूर्य मुख्य रूप से हाइड्रोजन से बना था। यह हाइड्रोजन है जो थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के दौरान हीलियम में बदल जाता है, जिससे सूर्य द्वारा उत्सर्जित ऊर्जा निकलती है। सूर्य एक प्रकार के तारे से संबंधित है जिसे पीला बौना कहा जाता है। यह एक मुख्य अनुक्रम तारा है और वर्णक्रमीय वर्ग G2 से संबंधित है। एक अकेले तारे का द्रव्यमान उसके भाग्य को स्पष्ट रूप से निर्धारित करता है। इसके जीवनकाल (~5 अरब वर्ष) के दौरान, हमारे तारे के केंद्र में, जहां तापमान काफी अधिक है, वहां का लगभग आधा हाइड्रोजन जल गया था। लगभग इतना ही समय, 5 अरब वर्ष, सूर्य के उस रूप में रहने के लिए शेष रहता है जिसके हम आदी हैं।

तारे के केंद्र में हाइड्रोजन खत्म होने के बाद, सूर्य आकार में बढ़ जाएगा और एक लाल दानव बन जाएगा। इसका पृथ्वी पर गहरा प्रभाव पड़ेगा: तापमान बढ़ जाएगा, महासागर उबल जाएंगे, जीवन असंभव हो जाएगा। फिर, "ईंधन" पूरी तरह से समाप्त हो जाने और लाल विशालकाय की बाहरी परतों को पकड़ने की ताकत नहीं रहने पर, हमारा तारा एक सफेद बौने के रूप में अपना जीवन समाप्त कर लेगा, जो भविष्य के अज्ञात अलौकिक खगोलविदों को एक नए ग्रहीय निहारिका से प्रसन्न करेगा, जिसका आकार ग्रहों के प्रभाव से अत्यंत विचित्र हो सकता है।

समय से सूर्य की मृत्यु

• केवल 1.1 अरब वर्षों में तारा अपनी चमक 10% तक बढ़ा देगा, जिससे पृथ्वी अत्यधिक गर्म हो जाएगी।
• 3.5 अरब वर्षों में चमक 40% बढ़ जाएगी। महासागर वाष्पित होने लगेंगे और पृथ्वी पर सारा जीवन समाप्त हो जाएगा।
• 5.4 अरब वर्षों के बाद, तारे के कोर का ईंधन - हाइड्रोजन ख़त्म हो जाएगा। बाहरी आवरण के विरलन और कोर के गर्म होने के कारण सूर्य का आकार बढ़ना शुरू हो जाएगा।
• 7.7 अरब वर्षों में हमारा तारा एक लाल दानव में बदल जाएगा, क्योंकि 200 गुना बढ़ जाएगी इससे बुध ग्रह समाहित हो जाएगा।
• अंत में, 7.9 अरब वर्षों के बाद, तारे की बाहरी परतें इतनी पतली हो जाएंगी कि वे एक नीहारिका में विघटित हो जाएंगी, और पूर्व सूर्य के केंद्र में एक छोटी वस्तु होगी - एक सफेद बौना। इस तरह हमारे सौर मंडल का अस्तित्व ख़त्म हो जायेगा। पतन के बाद बचे हुए सभी भवन तत्व नष्ट नहीं होंगे, वे नए सितारों और ग्रहों के जन्म का आधार बनेंगे।

1. ब्रह्मांड में सबसे आम तारे लाल बौने हैं। यह काफी हद तक उनके कम द्रव्यमान के कारण है, जो उन्हें सफेद बौने बनने से पहले बहुत लंबे समय तक जीवित रहने की अनुमति देता है।
2. ब्रह्मांड के लगभग सभी तारों की रासायनिक संरचना समान है और परमाणु संलयन प्रतिक्रिया प्रत्येक तारे में होती है और लगभग समान होती है, जो केवल ईंधन की मात्रा से निर्धारित होती है।
3. जैसा कि हम जानते हैं, एक सफेद बौने की तरह, न्यूट्रॉन तारे तारकीय विकास की अंतिम प्रक्रियाओं में से एक हैं, जो बड़े पैमाने पर सुपरनोवा विस्फोट के बाद उत्पन्न होती हैं। पहले, एक सफेद बौने को न्यूट्रॉन तारे से अलग करना अक्सर मुश्किल होता था, लेकिन अब दूरबीनों का उपयोग करने वाले वैज्ञानिकों ने उनमें अंतर पाया है। एक न्यूट्रॉन तारा अपने चारों ओर अधिक प्रकाश एकत्र करता है और इसे अवरक्त दूरबीनों से देखना आसान है। सितारों के बारे में रोचक तथ्यों में आठवां स्थान।
4. अपने अविश्वसनीय द्रव्यमान के कारण, आइंस्टीन के सापेक्षता के सामान्य सिद्धांत के अनुसार, एक ब्लैक होल वास्तव में अंतरिक्ष में एक मोड़ है जैसे कि इसके गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र के भीतर सब कुछ इसकी ओर धकेल दिया जाता है। ब्लैक होल का गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र इतना मजबूत होता है कि प्रकाश भी इससे बच नहीं सकता।
5. जहाँ तक हम जानते हैं, जब किसी तारे का ईंधन ख़त्म हो जाता है, तो तारे का आकार 1000 गुना से भी अधिक बढ़ सकता है, फिर वह एक सफ़ेद बौने में बदल जाता है और प्रतिक्रिया की गति के कारण उसमें विस्फोट हो जाता है। इस प्रतिक्रिया को सुपरनोवा के नाम से जाना जाता है। वैज्ञानिकों का सुझाव है कि इस लंबी प्रक्रिया के कारण ऐसे रहस्यमयी ब्लैक होल बनते हैं।
6. रात के आकाश में हम जो तारे देखते हैं उनमें से कई तारे प्रकाश की केवल एक झलक के रूप में दिखाई दे सकते हैं। हालांकि, यह मामला हमेशा नहीं होता है। आकाश में हम जो तारे देखते हैं उनमें से अधिकांश वास्तव में दो तारा प्रणालियाँ या बाइनरी तारा प्रणालियाँ हैं। वे बस अकल्पनीय रूप से बहुत दूर हैं और हमें ऐसा लगता है कि हम प्रकाश का केवल एक कण ही ​​देख पाते हैं।
7. जिन तारों का जीवनकाल सबसे कम होता है वे सबसे विशाल होते हैं। इनमें बहुत अधिक मात्रा में रसायन होते हैं और ये अपना ईंधन बहुत तेजी से जलाते हैं।
8. इस तथ्य के बावजूद कि कभी-कभी हमें ऐसा लगता है कि सूर्य और तारे टिमटिमा रहे हैं, वास्तव में ऐसा नहीं है। टिमटिमाता प्रभाव केवल तारे से आने वाली रोशनी का है, जो इस समय पृथ्वी के वायुमंडल से होकर गुजरती है लेकिन अभी तक हमारी आँखों तक नहीं पहुँची है। सितारों के बारे में सबसे दिलचस्प तथ्यों में तीसरा स्थान।
9. कोई तारा कितनी दूर है इसका अनुमान लगाने में शामिल दूरियाँ अकल्पनीय रूप से बहुत बड़ी हैं। आइए एक उदाहरण पर विचार करें: पृथ्वी से निकटतम तारा लगभग 4.2 प्रकाश वर्ष दूर है, और उस तक पहुंचने में, यहां तक ​​​​कि हमारे सबसे तेज़ जहाज पर भी, लगभग 70,000 वर्ष लगेंगे।
10. सबसे ठंडा ज्ञात तारा भूरा बौना सीएफबीडीएसआईआर 1458+10बी है, जिसका तापमान केवल 100 डिग्री सेल्सियस है। सबसे गर्म ज्ञात तारा, आकाशगंगा में एक नीला सुपरजायंट जिसे ज़ेटा पप्पीस कहा जाता है, का तापमान 42,000 डिग्री सेल्सियस से अधिक है।

पृथ्वी को सूर्य से प्रति वर्ष 1.36*10.24 कैलोरी ऊष्मा प्राप्त होती है। ऊर्जा की इस मात्रा की तुलना में, पृथ्वी की सतह तक पहुँचने वाली विकिरण ऊर्जा की शेष मात्रा नगण्य है। इस प्रकार, तारों की दीप्तिमान ऊर्जा सौर ऊर्जा का एक सौ मिलियनवां हिस्सा है, ब्रह्मांडीय विकिरण दो अरबवां हिस्सा है, इसकी सतह पर पृथ्वी की आंतरिक गर्मी सौर ऊर्जा के एक पांच हजारवें हिस्से के बराबर है।
सूर्य से विकिरण - सौर विकिरण- वायुमंडल, जलमंडल और स्थलमंडल की ऊपरी परतों में होने वाली लगभग सभी प्रक्रियाओं के लिए ऊर्जा का मुख्य स्रोत है।
सौर विकिरण तीव्रता की माप की इकाई 1 मिनट (कैलोरी/सेमी2*मिनट) में सूर्य की किरणों की दिशा के लंबवत बिल्कुल काली सतह के 1 सेमी2 द्वारा अवशोषित ऊष्मा की कैलोरी की संख्या है।

सूर्य से पृथ्वी के वायुमंडल तक पहुँचने वाली दीप्तिमान ऊर्जा का प्रवाह बहुत स्थिर है। इसकी तीव्रता को सौर स्थिरांक (Io) कहा जाता है और इसे औसतन 1.88 kcal/cm2 मिनट माना जाता है।
सौर स्थिरांक का मान सूर्य से पृथ्वी की दूरी और सौर गतिविधि के आधार पर उतार-चढ़ाव करता है। साल भर में इसका उतार-चढ़ाव 3.4-3.5% होता है।
यदि सूर्य की किरणें पृथ्वी की सतह पर हर जगह लंबवत पड़तीं, तो वायुमंडल की अनुपस्थिति में और 1.88 कैलोरी/सेमी2*मिनट के सौर स्थिरांक के साथ, प्रत्येक वर्ग सेंटीमीटर को प्रति वर्ष 1000 किलो कैलोरी प्राप्त होगी। इस तथ्य के कारण कि पृथ्वी गोलाकार है, यह मात्रा 4 गुना कम हो जाती है, और 1 वर्ग मीटर। सेमी को प्रति वर्ष औसतन 250 किलो कैलोरी प्राप्त होती है।
किसी सतह द्वारा प्राप्त सौर विकिरण की मात्रा किरणों के आपतन कोण पर निर्भर करती है।
विकिरण की अधिकतम मात्रा सूर्य की किरणों की दिशा के लंबवत सतह द्वारा प्राप्त की जाती है, क्योंकि इस मामले में सभी ऊर्जा किरणों की किरण के क्रॉस सेक्शन के बराबर क्रॉस सेक्शन वाले क्षेत्र पर वितरित की जाती है - ए। जब किरणों की वही किरण तिरछी आपतित होती है, तो ऊर्जा एक बड़े क्षेत्र (खंड बी) पर वितरित हो जाती है और एक इकाई सतह को इसकी मात्रा कम प्राप्त होती है। किरणों का आपतन कोण जितना छोटा होगा, सौर विकिरण की तीव्रता उतनी ही कम होगी।
किरणों के आपतन कोण पर सौर विकिरण की तीव्रता की निर्भरता सूत्र द्वारा व्यक्त की जाती है:

I1 = I0 * पाप h,

जहां I0 किरणों की ऊर्ध्वाधर घटना पर सौर विकिरण की तीव्रता है। वायुमंडल के बाहर - सौर स्थिरांक;
I1 सौर विकिरण की तीव्रता है जब सूर्य की किरणें h कोण पर पड़ती हैं।
I1, I0 से कई गुना छोटा है क्योंकि क्रॉस-सेक्शन a, क्रॉस-सेक्शन b से छोटा है।
चित्र 27 दर्शाता है कि ए/बी = पाप ए।
सूर्य की किरणों का आपतन कोण (सूर्य की ऊंचाई) केवल 23°27"N से 23°27"S अक्षांशों पर 90° के बराबर होता है। (अर्थात उष्ण कटिबंध के बीच)। अन्य अक्षांशों पर यह हमेशा 90° से कम होता है (तालिका 8)। किरणों के आपतन कोण में कमी के अनुसार विभिन्न अक्षांशों पर सतह पर आने वाले सौर विकिरण की तीव्रता भी कम होनी चाहिए। चूँकि सूर्य की ऊंचाई पूरे वर्ष और दिन के दौरान स्थिर नहीं रहती है, इसलिए सतह को प्राप्त सौर ताप की मात्रा लगातार बदलती रहती है।

किसी सतह द्वारा प्राप्त सौर विकिरण की मात्रा का सीधा संबंध है यह सूर्य के प्रकाश के संपर्क की अवधि पर निर्भर करता है।

वायुमंडल के बाहर भूमध्यरेखीय क्षेत्र में, वर्ष के दौरान सौर ताप की मात्रा में बड़े उतार-चढ़ाव का अनुभव नहीं होता है, जबकि उच्च अक्षांशों में ये उतार-चढ़ाव बहुत बड़े होते हैं (तालिका 9 देखें)। सर्दियों में, उच्च और निम्न अक्षांशों के बीच सौर ताप लाभ में अंतर विशेष रूप से महत्वपूर्ण होता है। गर्मियों में, निरंतर रोशनी की स्थिति में, ध्रुवीय क्षेत्रों को पृथ्वी पर प्रति दिन सौर ताप की अधिकतम मात्रा प्राप्त होती है। उत्तरी गोलार्ध में ग्रीष्म संक्रांति के दिन यह भूमध्य रेखा पर दैनिक गर्मी की मात्रा से 36% अधिक है। लेकिन चूँकि भूमध्य रेखा पर दिन की लंबाई 24 घंटे नहीं (जैसा कि ध्रुव पर इस समय होता है), बल्कि 12 घंटे होती है, इसलिए भूमध्य रेखा पर प्रति इकाई समय में सौर विकिरण की मात्रा सबसे अधिक रहती है। 40-50° अक्षांश के आसपास देखी गई सौर ऊष्मा की दैनिक मात्रा की ग्रीष्म अधिकतम मात्रा, एक महत्वपूर्ण सौर ऊंचाई के साथ अपेक्षाकृत लंबी दिन की लंबाई (10-20° अक्षांश पर इस समय की तुलना में अधिक) से जुड़ी होती है। भूमध्यरेखीय और ध्रुवीय क्षेत्रों द्वारा प्राप्त गर्मी की मात्रा में अंतर सर्दियों की तुलना में गर्मियों में कम होता है।
गर्मियों में दक्षिणी गोलार्ध को उत्तरी गोलार्ध की तुलना में अधिक गर्मी प्राप्त होती है, सर्दियों में - इसके विपरीत (सूर्य से पृथ्वी की दूरी में परिवर्तन से प्रभावित)। और यदि दोनों गोलार्धों की सतह पूरी तरह से सजातीय होती, तो दक्षिणी गोलार्ध में तापमान में उतार-चढ़ाव का वार्षिक आयाम उत्तरी की तुलना में अधिक होता।
वायुमंडल में सौर विकिरण होता है मात्रात्मक एवं गुणात्मक परिवर्तन.
यहां तक ​​कि एक आदर्श, शुष्क और स्वच्छ वातावरण भी किरणों को अवशोषित और बिखेरता है, जिससे सौर विकिरण की तीव्रता कम हो जाती है। जलवाष्प और ठोस अशुद्धियों से युक्त वास्तविक वातावरण का सौर विकिरण पर कमजोर पड़ने वाला प्रभाव आदर्श वातावरण की तुलना में बहुत अधिक होता है। वायुमंडल (ऑक्सीजन, ओजोन, कार्बन डाइऑक्साइड, धूल और जल वाष्प) मुख्य रूप से पराबैंगनी और अवरक्त किरणों को अवशोषित करता है। वायुमंडल द्वारा अवशोषित सूर्य की दीप्तिमान ऊर्जा अन्य प्रकार की ऊर्जा में परिवर्तित हो जाती है: थर्मल, रासायनिक, आदि। सामान्य तौर पर, अवशोषण सौर विकिरण को 17-25% तक कमजोर कर देता है।
वायुमंडलीय गैसों के अणु अपेक्षाकृत छोटी तरंगों के साथ किरणें बिखेरते हैं - बैंगनी, नीला। यही आकाश के नीले रंग की व्याख्या करता है। विभिन्न तरंग दैर्ध्य की किरणें अशुद्धियों द्वारा समान रूप से बिखरी हुई हैं। इसलिए, जब उनकी सामग्री महत्वपूर्ण होती है, तो आकाश एक सफेद रंग का हो जाता है।
वायुमंडल द्वारा सूर्य के प्रकाश के प्रकीर्णन और परावर्तन के कारण बादल वाले दिनों में दिन का प्रकाश दिखाई देता है, छाया में स्थित वस्तुएँ दिखाई देती हैं और गोधूलि की घटना घटित होती है।
वायुमंडल में किरण का मार्ग जितना लंबा होगा, उसे उतनी ही अधिक मोटाई से गुजरना होगा और उतना ही महत्वपूर्ण रूप से सौर विकिरण क्षीण हो जाएगा। इसलिए, ऊंचाई के साथ, विकिरण पर वायुमंडल का प्रभाव कम हो जाता है। वायुमंडल में सूर्य के प्रकाश की पथ लंबाई सूर्य की ऊंचाई पर निर्भर करती है। यदि हम वायुमंडल में सौर किरण की पथ लंबाई को 90° (मीटर) की सौर ऊंचाई पर लेते हैं, तो सूर्य की ऊंचाई और वायुमंडल में किरण की पथ लंबाई के बीच संबंध तालिका में दिखाया गया है। . 10.

सूर्य की किसी भी ऊंचाई पर वायुमंडल में विकिरण के सामान्य क्षीणन को बाउगुएर सूत्र द्वारा व्यक्त किया जा सकता है: Im = I0*pm, जहां Im पृथ्वी की सतह पर वायुमंडल में परिवर्तित सौर विकिरण की तीव्रता है; I0 - सौर स्थिरांक; मी वायुमंडल में किरण पथ है; 90° की सौर ऊंचाई पर यह 1 (वायुमंडल का द्रव्यमान) के बराबर है, पी पारदर्शिता गुणांक है (एक आंशिक संख्या जो दर्शाती है कि विकिरण का कितना अंश एम = 1 पर सतह तक पहुंचता है)।
90° की सौर ऊंचाई पर, m=1 के साथ, पृथ्वी की सतह I1 पर सौर विकिरण की तीव्रता Io से p गुना कम है, अर्थात I1=Io*p।
यदि सूर्य की ऊंचाई 90° से कम है, तो m हमेशा 1 से अधिक होता है। सौर किरण के पथ में कई खंड शामिल हो सकते हैं, जिनमें से प्रत्येक 1 के बराबर होता है। के बीच की सीमा पर सौर विकिरण की तीव्रता पहला (aa1) और दूसरा (a1a2) खंड I1 स्पष्ट रूप से Io *p के बराबर है, दूसरे खंड I2=I1*p=I0 p*p=I0 p2 से गुजरने के बाद विकिरण की तीव्रता; I3=I0p3 आदि।

वायुमंडल की पारदर्शिता परिवर्तनशील है और विभिन्न स्थितियों में भिन्न-भिन्न होती है। वास्तविक वातावरण की पारदर्शिता और आदर्श वातावरण की पारदर्शिता का अनुपात - मैलापन कारक - हमेशा एक से अधिक होता है। यह हवा में जलवाष्प और धूल की मात्रा पर निर्भर करता है। बढ़ते भौगोलिक अक्षांश के साथ, मैलापन कारक कम हो जाता है: 0 से 20° उत्तर अक्षांश पर। डब्ल्यू 40 से 50° उत्तर अक्षांश पर इसका औसत 4.6 है। डब्ल्यू - 3.5, 50 से 60° उत्तर अक्षांश पर। डब्ल्यू - 2.8 और 60 से 80° उत्तर अक्षांश पर। डब्ल्यू - 2.0. समशीतोष्ण अक्षांशों में, सर्दियों में गंदलापन कारक गर्मियों की तुलना में कम होता है, और दिन की तुलना में सुबह में कम होता है। यह ऊंचाई के साथ घटता जाता है। गंदलापन कारक जितना अधिक होगा, सौर विकिरण का क्षीणन उतना ही अधिक होगा।
अंतर करना सौर विकिरण प्रत्यक्ष, फैलाना और कुल।
सौर विकिरण का वह भाग जो वायुमंडल से पृथ्वी की सतह तक प्रवेश करता है, प्रत्यक्ष विकिरण है। वायुमंडल द्वारा प्रकीर्णित विकिरण का एक भाग विसरित विकिरण में बदल जाता है। पृथ्वी की सतह पर आने वाले सभी सौर विकिरण, प्रत्यक्ष और प्रसारित, को कुल विकिरण कहा जाता है।
प्रत्यक्ष और विसरित विकिरण के बीच का अनुपात बादल, वातावरण की धूल और सूर्य की ऊंचाई के आधार पर काफी भिन्न होता है। साफ आसमान के नीचे, बिखरे हुए विकिरण का अनुपात 0.1% से अधिक नहीं होता है; बादल वाले आसमान के नीचे, बिखरे हुए विकिरण का अनुपात प्रत्यक्ष विकिरण से अधिक हो सकता है।
कम सौर ऊंचाई पर, कुल विकिरण में लगभग पूरी तरह से बिखरा हुआ विकिरण होता है। 50° की सौर ऊंचाई और स्पष्ट आकाश के साथ, बिखरे हुए विकिरण का अनुपात 10-20% से अधिक नहीं होता है।
कुल विकिरण के औसत वार्षिक और मासिक मूल्यों के मानचित्र हमें इसके भौगोलिक वितरण में मुख्य पैटर्न पर ध्यान देने की अनुमति देते हैं। कुल विकिरण का वार्षिक मान मुख्यतः क्षेत्रीय रूप से वितरित किया जाता है। पृथ्वी पर कुल विकिरण की सबसे बड़ी वार्षिक मात्रा सतह द्वारा उष्णकटिबंधीय अंतर्देशीय रेगिस्तान (पूर्वी सहारा और मध्य अरब) में प्राप्त होती है। भूमध्य रेखा पर कुल विकिरण में उल्लेखनीय कमी उच्च वायु आर्द्रता और भारी बादलों के कारण होती है। आर्कटिक में, कुल विकिरण 60-70 किलो कैलोरी/सेमी2 प्रति वर्ष है; अंटार्कटिका में, साफ़ दिनों की लगातार आवृत्ति और वातावरण की अधिक पारदर्शिता के कारण, यह कुछ हद तक अधिक है।

जून में, उत्तरी गोलार्ध और विशेष रूप से अंतर्देशीय उष्णकटिबंधीय और उपोष्णकटिबंधीय क्षेत्रों में सबसे अधिक मात्रा में विकिरण प्राप्त होता है। उत्तरी गोलार्ध के समशीतोष्ण और ध्रुवीय अक्षांशों में सतह द्वारा प्राप्त सौर विकिरण की मात्रा में थोड़ा अंतर होता है, जिसका मुख्य कारण ध्रुवीय क्षेत्रों में दिन की लंबी लंबाई है। उपरोक्त कुल विकिरण के वितरण में ज़ोनिंग। उत्तरी गोलार्ध में महाद्वीपों और दक्षिणी गोलार्ध के उष्णकटिबंधीय अक्षांशों में लगभग व्यक्त नहीं किया गया है। यह महासागर के ऊपर उत्तरी गोलार्ध में बेहतर ढंग से प्रकट होता है और दक्षिणी गोलार्ध के अतिरिक्त उष्णकटिबंधीय अक्षांशों में स्पष्ट रूप से व्यक्त होता है। दक्षिणी ध्रुवीय वृत्त के निकट, कुल सौर विकिरण 0 के करीब पहुँच जाता है।
दिसंबर में, विकिरण की सबसे बड़ी मात्रा दक्षिणी गोलार्ध में प्रवेश करती है। अंटार्कटिका की ऊंची बर्फ की सतह, उच्च वायु पारदर्शिता के साथ, जून में आर्कटिक की सतह की तुलना में काफी अधिक कुल विकिरण प्राप्त करती है। रेगिस्तानों (कालाहारी, ग्रेट ऑस्ट्रेलियन) में बहुत अधिक गर्मी होती है, लेकिन दक्षिणी गोलार्ध की अधिक समुद्री प्रकृति (उच्च वायु आर्द्रता और बादलों का प्रभाव) के कारण, यहाँ गर्मी की मात्रा जून की तुलना में कुछ कम होती है। उत्तरी गोलार्ध के समान अक्षांश। उत्तरी गोलार्ध के भूमध्यरेखीय और उष्णकटिबंधीय अक्षांशों में, कुल विकिरण अपेक्षाकृत कम बदलता है, और इसके वितरण में ज़ोनिंग स्पष्ट रूप से केवल उत्तरी उष्णकटिबंधीय के उत्तर में व्यक्त की जाती है। बढ़ते अक्षांश के साथ, कुल विकिरण काफी तेजी से घटता है, इसकी शून्य आइसोलाइन आर्कटिक सर्कल के थोड़ा उत्तर में स्थित है।
पृथ्वी की सतह से टकराने वाला कुल सौर विकिरण आंशिक रूप से वायुमंडल में वापस परावर्तित हो जाता है। किसी सतह से परावर्तित विकिरण की मात्रा और उस सतह पर आपतित विकिरण की मात्रा के अनुपात को कहा जाता है albedo. अल्बेडो किसी सतह की परावर्तनशीलता को दर्शाता है।
पृथ्वी की सतह का एल्बिडो उसकी स्थिति और गुणों पर निर्भर करता है: रंग, आर्द्रता, खुरदरापन, आदि। ताजी गिरी हुई बर्फ में सबसे बड़ी परावर्तनशीलता (85-95%) होती है। एक शांत पानी की सतह, जब सूर्य की किरणें उस पर लंबवत पड़ती हैं, तो केवल 2-5% परावर्तित होती हैं, और जब सूर्य नीचा होता है, तो लगभग सभी किरणें (90%) परावर्तित होती हैं। शुष्क चेरनोज़ेम का अल्बेडो - 14%, गीला - 8, वन - 10-20, घास की वनस्पति - 18-30, रेतीली रेगिस्तानी सतह - 29-35, समुद्री बर्फ की सतह - 30-40%।
बर्फ की सतह का बड़ा अल्बेडो, विशेषकर जब ताजी गिरी हुई बर्फ (95% तक) से ढका होता है, गर्मियों में ध्रुवीय क्षेत्रों में कम तापमान का कारण होता है, जब वहां सौर विकिरण का प्रवाह महत्वपूर्ण होता है।
पृथ्वी की सतह और वायुमंडल से विकिरण।परम शून्य से ऊपर (शून्य से 273° से अधिक) तापमान वाला कोई भी पिंड दीप्तिमान ऊर्जा उत्सर्जित करता है। किसी काले पिंड की कुल उत्सर्जन क्षमता उसके निरपेक्ष तापमान (T) की चौथी शक्ति के समानुपाती होती है:
E = σ*T4 kcal/cm2 प्रति मिनट (स्टीफन-बोल्ट्ज़मैन नियम), जहां σ एक स्थिर गुणांक है।
उत्सर्जित पिंड का तापमान जितना अधिक होगा, उत्सर्जित एनएम किरणों की तरंग दैर्ध्य उतनी ही कम होगी। गर्म सूरज अंतरिक्ष में भेजता है शॉर्टवेव विकिरण. पृथ्वी की सतह, लघु-तरंग सौर विकिरण को अवशोषित करके गर्म हो जाती है और विकिरण (स्थलीय विकिरण) का स्रोत भी बन जाती है। लेकिन चूँकि पृथ्वी की सतह का तापमान कई दसियों डिग्री से अधिक नहीं होता है लंबी-तरंग विकिरण, अदृश्य।
पृथ्वी का विकिरण काफी हद तक वायुमंडल (जल वाष्प, कार्बन डाइऑक्साइड, ओजोन) द्वारा बरकरार रखा जाता है, लेकिन 9-12 माइक्रोन की तरंग दैर्ध्य वाली किरणें स्वतंत्र रूप से वायुमंडल से परे निकल जाती हैं, और इसलिए पृथ्वी अपनी कुछ गर्मी खो देती है।
वायुमंडल, अपने से गुजरने वाले सौर विकिरण के कुछ भाग और पृथ्वी के आधे से अधिक विकिरण को अवशोषित करके, स्वयं अंतरिक्ष और पृथ्वी की सतह दोनों में ऊर्जा विकीर्ण करता है। पृथ्वी की सतह की ओर पृथ्वी की ओर निर्देशित वायुमंडलीय विकिरण कहलाता है प्रति विकिरण.यह विकिरण, स्थलीय विकिरण की तरह, लंबी-तरंग और अदृश्य है।
वायुमंडल में दीर्घ-तरंग विकिरण की दो धाराएँ हैं - पृथ्वी की सतह से विकिरण और वायुमंडल से विकिरण। उनके बीच का अंतर, जो पृथ्वी की सतह द्वारा वास्तविक ताप हानि को निर्धारित करता है, कहलाता है प्रभावी विकिरण.उत्सर्जक सतह का तापमान जितना अधिक होगा, प्रभावी विकिरण उतना ही अधिक होगा। हवा की नमी प्रभावी विकिरण को कम कर देती है, और बादल इसे बहुत कम कर देते हैं।
प्रभावी विकिरण की उच्चतम वार्षिक मात्रा उष्णकटिबंधीय रेगिस्तानों में देखी जाती है - प्रति वर्ष 80 किलो कैलोरी/सेमी2 - उच्च सतह तापमान, शुष्क हवा और साफ आसमान के कारण। भूमध्य रेखा पर, उच्च वायु आर्द्रता के साथ, प्रभावी विकिरण प्रति वर्ष केवल 30 किलो कैलोरी/सेमी2 होता है, और भूमि और महासागर के लिए इसका मूल्य बहुत कम भिन्न होता है। ध्रुवीय क्षेत्रों में सबसे कम प्रभावी विकिरण। समशीतोष्ण अक्षांशों में, पृथ्वी की सतह कुल विकिरण के अवशोषण से प्राप्त ऊष्मा की लगभग आधी मात्रा खो देती है।
सूर्य से लघु-तरंग विकिरण (प्रत्यक्ष और फैलाना विकिरण) संचारित करने और पृथ्वी से लंबी-तरंग विकिरण को बनाए रखने की वायुमंडल की क्षमता को ग्रीनहाउस प्रभाव कहा जाता है। ग्रीनहाउस प्रभाव के कारण, पृथ्वी की सतह का औसत तापमान +16° है, वायुमंडल की अनुपस्थिति में यह -22° (38° कम) होगा।
विकिरण संतुलन (अवशिष्ट विकिरण)।पृथ्वी की सतह एक साथ विकिरण प्राप्त करती है और उसे छोड़ती है। विकिरण के प्रवाह में वायुमंडल से कुल सौर विकिरण और काउंटर विकिरण शामिल होते हैं। उपभोग सतह से सूर्य के प्रकाश का परावर्तन (अल्बेडो) और पृथ्वी की सतह का स्वयं का विकिरण है। आने वाले और बाहर जाने वाले विकिरण के बीच अंतर - विकिरण संतुलन,या अवशिष्ट विकिरण.विकिरण संतुलन का मान समीकरण द्वारा निर्धारित किया जाता है

आर = क्यू*(1-α) - मैं,

जहां Q प्रति इकाई सतह पर आने वाला कुल सौर विकिरण है; α - अल्बेडो (अंश); मैं - प्रभावी विकिरण.
यदि आय प्रवाह से अधिक है, तो विकिरण संतुलन सकारात्मक है; यदि आय प्रवाह से कम है, तो संतुलन नकारात्मक है। रात में सभी अक्षांशों पर विकिरण संतुलन नकारात्मक होता है, दोपहर से पहले दिन के दौरान यह सर्दियों में उच्च अक्षांशों को छोड़कर हर जगह सकारात्मक होता है; दोपहर में - फिर से नकारात्मक। प्रतिदिन औसतन, विकिरण संतुलन या तो सकारात्मक या नकारात्मक हो सकता है (तालिका 11)।


पृथ्वी की सतह के विकिरण संतुलन के वार्षिक योग का नक्शा भूमि से समुद्र की ओर बढ़ने पर आइसोलाइन की स्थिति में तेज बदलाव दिखाता है। एक नियम के रूप में, महासागर की सतह का विकिरण संतुलन भूमि के विकिरण संतुलन (अल्बेडो और प्रभावी विकिरण का प्रभाव) से अधिक है। विकिरण संतुलन का वितरण आम तौर पर क्षेत्रीय होता है। उष्णकटिबंधीय अक्षांशों में महासागर पर, विकिरण संतुलन का वार्षिक मान 140 किलो कैलोरी/सेमी2 (अरब सागर) तक पहुँच जाता है और तैरती बर्फ की सीमा पर 30 किलो कैलोरी/सेमी2 से अधिक नहीं होता है। महासागर पर विकिरण संतुलन के क्षेत्रीय वितरण से विचलन महत्वहीन हैं और बादलों के वितरण के कारण होते हैं।
भूमध्यरेखीय और उष्णकटिबंधीय अक्षांशों में भूमि पर, नमी की स्थिति के आधार पर विकिरण संतुलन का वार्षिक मान 60 से 90 kcal/cm2 तक भिन्न होता है। विकिरण संतुलन का सबसे बड़ा वार्षिक योग उन क्षेत्रों में देखा जाता है जहां अल्बेडो और प्रभावी विकिरण अपेक्षाकृत कम है (उष्णकटिबंधीय वर्षावन, सवाना)। इनका मान बहुत आर्द्र (उच्च बादल) और बहुत शुष्क (उच्च प्रभावी विकिरण) क्षेत्रों में सबसे कम होता है। समशीतोष्ण और उच्च अक्षांशों में, बढ़ते अक्षांश के साथ विकिरण संतुलन का वार्षिक मूल्य घटता जाता है (कुल विकिरण में कमी का प्रभाव)।
अंटार्कटिका के मध्य क्षेत्रों में विकिरण संतुलन की वार्षिक मात्रा नकारात्मक है (प्रति 1 सेमी 2 में कई कैलोरी)। आर्कटिक में इन मात्राओं का मान शून्य के करीब है।
जुलाई में, दक्षिणी गोलार्ध के एक महत्वपूर्ण हिस्से में पृथ्वी की सतह का विकिरण संतुलन नकारात्मक होता है। शून्य संतुलन रेखा 40 और 50° दक्षिण के बीच चलती है। डब्ल्यू विकिरण संतुलन का उच्चतम मान उत्तरी गोलार्ध के उष्णकटिबंधीय अक्षांशों में महासागर की सतह पर और कुछ अंतर्देशीय समुद्रों, जैसे काला सागर (14-16 किलो कैलोरी/सेमी2 प्रति माह) की सतह पर पहुँच जाता है।
जनवरी में शून्य संतुलन रेखा 40 और 50° उत्तर के बीच स्थित होती है। डब्ल्यू (महासागरों के ऊपर यह कुछ हद तक उत्तर की ओर बढ़ता है, महाद्वीपों के ऊपर यह दक्षिण की ओर उतरता है)। उत्तरी गोलार्ध के एक महत्वपूर्ण भाग में नकारात्मक विकिरण संतुलन है। विकिरण संतुलन के उच्चतम मूल्य दक्षिणी गोलार्ध के उष्णकटिबंधीय अक्षांशों तक ही सीमित हैं।
प्रति वर्ष औसतन, पृथ्वी की सतह का विकिरण संतुलन सकारात्मक होता है। इस मामले में, सतह का तापमान बढ़ता नहीं है, बल्कि लगभग स्थिर रहता है, जिसे केवल अतिरिक्त गर्मी की निरंतर खपत से समझाया जा सकता है।
वायुमंडल के विकिरण संतुलन में एक ओर इसके द्वारा अवशोषित सौर और स्थलीय विकिरण और दूसरी ओर वायुमंडलीय विकिरण शामिल होते हैं। यह हमेशा नकारात्मक होता है, क्योंकि वायुमंडल सौर विकिरण का केवल एक छोटा सा हिस्सा ही अवशोषित करता है और लगभग सतह जितना ही उत्सर्जित करता है।
संपूर्ण पृथ्वी के लिए सतह और वायुमंडल का विकिरण संतुलन प्रति वर्ष औसतन शून्य होता है, लेकिन अक्षांशों पर यह सकारात्मक और नकारात्मक दोनों हो सकता है।
विकिरण संतुलन के इस वितरण का परिणाम भूमध्य रेखा से ध्रुवों की दिशा में गर्मी का स्थानांतरण होना चाहिए।
ताप संतुलन.विकिरण संतुलन तापीय संतुलन का सबसे महत्वपूर्ण घटक है। सतह ताप संतुलन समीकरण दर्शाता है कि आने वाली सौर विकिरण ऊर्जा पृथ्वी की सतह पर कैसे परिवर्तित होती है:

जहाँ R विकिरण संतुलन है; एलई - वाष्पीकरण के लिए गर्मी की खपत (एल - वाष्पीकरण की गुप्त गर्मी, ई - वाष्पीकरण);
पी - सतह और वायुमंडल के बीच अशांत ताप विनिमय;
ए - मिट्टी या पानी की सतह और अंतर्निहित परतों के बीच ताप विनिमय।
किसी सतह का विकिरण संतुलन सकारात्मक माना जाता है यदि सतह द्वारा अवशोषित विकिरण गर्मी के नुकसान से अधिक हो जाता है, और यदि यह इसकी भरपाई नहीं करता है तो नकारात्मक माना जाता है। ऊष्मा संतुलन की अन्य सभी शर्तों को सकारात्मक माना जाता है यदि उनके परिणामस्वरूप सतह से गर्मी का नुकसान होता है (यदि वे गर्मी की खपत के अनुरूप हैं)। क्योंकि। समीकरण के सभी पद बदल सकते हैं, थर्मल संतुलन लगातार बाधित होता है और फिर से बहाल हो जाता है।
ऊपर चर्चा किया गया सतह ताप संतुलन समीकरण अनुमानित है, क्योंकि यह कुछ छोटे, लेकिन विशिष्ट परिस्थितियों में कारकों को ध्यान में नहीं रखता है, जो महत्वपूर्ण हो जाते हैं, उदाहरण के लिए, ठंड के दौरान गर्मी की रिहाई, पिघलने के लिए इसकी खपत आदि।
वायुमंडल के थर्मल संतुलन में वायुमंडल का विकिरण संतुलन रा, सतह से आने वाली गर्मी, पा, संघनन के दौरान वायुमंडल में जारी गर्मी, एलई और क्षैतिज गर्मी हस्तांतरण (संवहन) एए शामिल हैं। वायुमंडल का विकिरण संतुलन सदैव नकारात्मक रहता है। नमी संघनन के परिणामस्वरूप गर्मी का प्रवाह और अशांत गर्मी हस्तांतरण का परिमाण सकारात्मक है। ऊष्मा संवहन, प्रति वर्ष औसतन, निम्न अक्षांशों से उच्च अक्षांशों की ओर स्थानांतरण की ओर ले जाता है: इस प्रकार, इसका अर्थ है कम अक्षांशों में ऊष्मा का ह्रास और उच्च अक्षांशों में ऊष्मा का बढ़ना। दीर्घकालिक व्युत्पत्ति में, वायुमंडल के तापीय संतुलन को समीकरण Ra=Pa+LE द्वारा व्यक्त किया जा सकता है।
सतह और वायुमंडल का समग्र रूप से ताप संतुलन दीर्घकालिक औसत पर 0 के बराबर है (चित्र 35)।

प्रति वर्ष वायुमंडल में प्रवेश करने वाले सौर विकिरण की मात्रा (250 किलो कैलोरी/सेमी2) 100% मानी जाती है। सौर विकिरण, वायुमंडल में प्रवेश करके, आंशिक रूप से बादलों से परावर्तित होता है और वायुमंडल के बाहर वापस चला जाता है - 38%, आंशिक रूप से वायुमंडल द्वारा अवशोषित - 14% और आंशिक रूप से प्रत्यक्ष सौर विकिरण के रूप में पृथ्वी की सतह तक पहुँचता है - 48%। सतह तक पहुंचने वाले 48% में से 44% इसके द्वारा अवशोषित हो जाते हैं, और 4% परावर्तित हो जाते हैं। इस प्रकार, पृथ्वी का अल्बेडो 42% (38+4) है।
पृथ्वी की सतह द्वारा अवशोषित विकिरण का उपभोग इस प्रकार किया जाता है: 20% प्रभावी विकिरण के माध्यम से नष्ट हो जाता है, 18% सतह से वाष्पीकरण पर खर्च होता है, 6% अशांत ताप विनिमय के दौरान हवा को गर्म करने पर खर्च होता है (कुल 24%)। सतह द्वारा गर्मी की खपत इसके आगमन को संतुलित करती है। वायुमंडल द्वारा प्राप्त गर्मी (14% सीधे सूर्य से, 24% पृथ्वी की सतह से), पृथ्वी के प्रभावी विकिरण के साथ, बाहरी अंतरिक्ष में निर्देशित होती है। पृथ्वी का अल्बेडो (42%) और विकिरण (58%) वायुमंडल में सौर विकिरण के इनपुट को संतुलित करते हैं।

सूर्य से शॉर्टवेव विकिरण

पराबैंगनी और एक्स-रे विकिरण मुख्य रूप से क्रोमोस्फीयर और कोरोना की ऊपरी परतों से निकलते हैं। इसकी स्थापना सूर्य ग्रहण के दौरान उपकरणों के साथ रॉकेट लॉन्च करके की गई थी। अत्यधिक गर्म सौर वातावरण हमेशा अदृश्य शॉर्ट-वेव विकिरण उत्सर्जित करता है, लेकिन अधिकतम सौर गतिविधि के वर्षों के दौरान यह विशेष रूप से शक्तिशाली होता है। इस समय, पराबैंगनी विकिरण लगभग दोगुना बढ़ जाता है, और एक्स-रे विकिरण न्यूनतम वर्षों के विकिरण की तुलना में दसियों और सैकड़ों गुना बढ़ जाता है। शॉर्टवेव विकिरण की तीव्रता दिन-प्रतिदिन बदलती रहती है, ज्वाला भड़कने पर तेजी से बढ़ती है।

पराबैंगनी और एक्स-रे विकिरण आंशिक रूप से पृथ्वी के वायुमंडल की परतों को आयनित करते हैं, जिससे पृथ्वी की सतह से 200 - 500 किमी की ऊंचाई पर आयनमंडल बनता है। लंबी दूरी के रेडियो संचार में आयनमंडल एक महत्वपूर्ण भूमिका निभाता है: रेडियो ट्रांसमीटर से आने वाली रेडियो तरंगें रिसीवर एंटीना तक पहुंचने से पहले आयनमंडल और पृथ्वी की सतह से बार-बार परावर्तित होती हैं। आयनमंडल की स्थिति सूर्य द्वारा इसकी रोशनी की स्थितियों और उस पर होने वाली घटनाओं के आधार पर बदलती है। इसलिए, स्थिर रेडियो संचार सुनिश्चित करने के लिए, दिन के समय, वर्ष के समय और सौर गतिविधि की स्थिति को ध्यान में रखना आवश्यक है। सबसे शक्तिशाली सौर ज्वालाओं के बाद, आयनमंडल में आयनित परमाणुओं की संख्या बढ़ जाती है और रेडियो तरंगें आंशिक या पूरी तरह से इसके द्वारा अवशोषित हो जाती हैं। इससे रेडियो संचार में गिरावट और यहां तक ​​कि अस्थायी रुकावट भी आती है।

वैज्ञानिक पृथ्वी के वायुमंडल में ओजोन परत के अध्ययन पर विशेष ध्यान देते हैं। ओजोन समताप मंडल में फोटोकैमिकल प्रतिक्रियाओं (ऑक्सीजन अणुओं द्वारा प्रकाश का अवशोषण) के परिणामस्वरूप बनता है, और इसका थोक वहां केंद्रित होता है। कुल मिलाकर, पृथ्वी के वायुमंडल में लगभग 3 10 9 टन ओजोन है। यह बहुत छोटा है: पृथ्वी की सतह पर शुद्ध ओजोन की परत की मोटाई 3 मिमी से अधिक नहीं होगी! लेकिन ओजोन परत की भूमिका, जो पृथ्वी की सतह से कई दसियों किलोमीटर की ऊंचाई तक फैली हुई है, असाधारण रूप से महान है, क्योंकि यह सभी जीवित चीजों को सूर्य से खतरनाक शॉर्ट-वेव (और मुख्य रूप से पराबैंगनी) विकिरण के प्रभाव से बचाती है। . ओजोन सामग्री विभिन्न अक्षांशों और वर्ष के अलग-अलग समय पर परिवर्तनशील होती है। यह विभिन्न प्रक्रियाओं के परिणामस्वरूप (कभी-कभी बहुत महत्वपूर्ण रूप से) घट सकता है। इसे, उदाहरण के लिए, औद्योगिक मूल के ओजोन-घटाने वाले क्लोरीन युक्त पदार्थों या एयरोसोल उत्सर्जन के साथ-साथ ज्वालामुखी विस्फोटों के साथ बड़ी मात्रा में उत्सर्जन के वायुमंडल में उत्सर्जन द्वारा सुविधाजनक बनाया जा सकता है। हमारे ग्रह के विभिन्न क्षेत्रों में, न केवल अंटार्कटिका और पृथ्वी के दक्षिणी गोलार्ध के कई अन्य क्षेत्रों में, बल्कि उत्तरी गोलार्ध में भी, ओजोन के स्तर में तेज कमी वाले क्षेत्रों ("ओजोन छिद्र") की खोज की गई। 1992 में, यूरोपीय रूस के उत्तर में ओजोन परत की अस्थायी कमी और मॉस्को और सेंट पीटर्सबर्ग में ओजोन के स्तर में कमी के बारे में चिंताजनक रिपोर्टें सामने आने लगीं। वैज्ञानिक, समस्या की वैश्विक प्रकृति को समझते हुए, ग्रह-व्यापी पैमाने पर पर्यावरण अनुसंधान का आयोजन करते हैं, जिसमें सबसे पहले, ओजोन परत की स्थिति की निरंतर निगरानी की एक वैश्विक प्रणाली शामिल है। ओजोन परत की सुरक्षा और ओजोन-क्षयकारी पदार्थों के उत्पादन को सीमित करने के लिए अंतर्राष्ट्रीय समझौते विकसित और हस्ताक्षरित किए गए हैं।

सूर्य से रेडियो उत्सर्जन

सूर्य से रेडियो उत्सर्जन पर व्यवस्थित अनुसंधान द्वितीय विश्व युद्ध के बाद ही शुरू हुआ, जब यह पता चला कि सूर्य रेडियो उत्सर्जन का एक शक्तिशाली स्रोत है। रेडियो तरंगें अंतरग्रहीय अंतरिक्ष में प्रवेश करती हैं और क्रोमोस्फीयर (सेंटीमीटर तरंगें) और कोरोना (डेसीमीटर और मीटर तरंगें) द्वारा उत्सर्जित होती हैं। यह रेडियो उत्सर्जन पृथ्वी तक पहुंचता है। सूर्य से रेडियो उत्सर्जन के दो घटक होते हैं - स्थिर, तीव्रता में लगभग अपरिवर्तित, और परिवर्तनशील (विस्फोट, "शोर तूफान")।

शांत सूर्य के रेडियो उत्सर्जन को इस तथ्य से समझाया जाता है कि गर्म सौर प्लाज्मा हमेशा अन्य तरंग दैर्ध्य (थर्मल रेडियो उत्सर्जन) के विद्युत चुम्बकीय दोलनों के साथ रेडियो तरंगों का उत्सर्जन करता है। बड़ी ज्वालाओं के दौरान, शांत सूर्य से रेडियो उत्सर्जन की तुलना में सूर्य से रेडियो उत्सर्जन हजारों और यहां तक ​​कि लाखों गुना बढ़ जाता है। तेजी से बहने वाली गैर-स्थिर प्रक्रियाओं द्वारा उत्पन्न यह रेडियो उत्सर्जन, गैर-थर्मल प्रकृति का है।

सूर्य से कणिका विकिरण

कई भूभौतिकीय घटनाएं (चुंबकीय तूफान, यानी पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र में अल्पकालिक परिवर्तन, अरोरा, आदि) भी सौर गतिविधि से जुड़ी हैं। लेकिन ये घटनाएँ सौर ज्वालाओं के एक दिन बाद घटित होती हैं। वे विद्युत चुम्बकीय विकिरण के कारण नहीं होते हैं, जो 8.3 मिनट में पृथ्वी तक पहुंचते हैं, बल्कि कणिकाओं (प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉन जो दुर्लभ प्लाज्मा बनाते हैं) के कारण होते हैं, जो देरी से (1-2 दिन) पृथ्वी के निकट अंतरिक्ष में प्रवेश करते हैं, क्योंकि वे चलते हैं 400 - 1000 किमी/से. की गति से.

सूर्य द्वारा कणिकाएं तब भी उत्सर्जित होती हैं, जब उस पर कोई ज्वाला या धब्बा न हो। सौर कोरोना प्लाज्मा (सौर पवन) के निरंतर बहिर्वाह का एक स्रोत है, जो सभी दिशाओं में होता है। निरंतर विस्तारित कोरोना द्वारा निर्मित सौर हवा, सूर्य के निकट घूमने वाले ग्रहों को कवर करती है और। ज्वालाएँ सौर हवा के "झौंकों" के साथ होती हैं। अंतरग्रहीय स्टेशनों और कृत्रिम पृथ्वी उपग्रहों पर प्रयोगों ने अंतरग्रहीय अंतरिक्ष में सौर हवा का सीधे पता लगाना संभव बना दिया है। ज्वालाओं के दौरान और सौर हवा के शांत बहिर्वाह के दौरान, न केवल कणिकाएँ अंतरग्रहीय अंतरिक्ष में प्रवेश करती हैं, बल्कि गतिमान प्लाज्मा से जुड़े चुंबकीय क्षेत्र में भी प्रवेश करती हैं।

पृथ्वी तक पहुँचने वाली सूर्य की रोशनी की तीव्रता दिन के समय, वर्ष, स्थान और मौसम की स्थिति के आधार पर भिन्न होती है। प्रति दिन या प्रति वर्ष गणना की गई ऊर्जा की कुल मात्रा को विकिरण (या अन्यथा "आने वाली सौर विकिरण") कहा जाता है और यह दर्शाता है कि सौर विकिरण कितना शक्तिशाली था। विकिरण को प्रति दिन, या अन्य अवधि में W*h/m² में मापा जाता है।

पृथ्वी और सूर्य के बीच की औसत दूरी के बराबर दूरी पर मुक्त अंतरिक्ष में सौर विकिरण की तीव्रता को सौर स्थिरांक कहा जाता है। इसका मान 1353 W/m² है। वायुमंडल से गुजरते समय, सूर्य का प्रकाश मुख्य रूप से जल वाष्प द्वारा अवरक्त विकिरण के अवशोषण, ओजोन द्वारा पराबैंगनी विकिरण और वायुमंडलीय धूल कणों और एरोसोल द्वारा विकिरण के बिखरने के कारण क्षीण हो जाता है। पृथ्वी की सतह तक पहुँचने वाले सौर विकिरण की तीव्रता पर वायुमंडलीय प्रभाव के सूचक को "वायु द्रव्यमान" (AM) कहा जाता है। AM को सूर्य और आंचल के बीच के कोण के छेदक के रूप में परिभाषित किया गया है।

चित्र 1 विभिन्न परिस्थितियों में सौर विकिरण की तीव्रता का वर्णक्रमीय वितरण दर्शाता है। ऊपरी वक्र (AM0) पृथ्वी के वायुमंडल के बाहर सौर स्पेक्ट्रम से मेल खाता है (उदाहरण के लिए, एक अंतरिक्ष यान पर), यानी। शून्य वायु द्रव्यमान पर. इसका अनुमान 5800 K के तापमान पर एक पूरी तरह से काले शरीर की विकिरण तीव्रता के वितरण से लगाया जाता है। वक्र AM1 और AM2 पृथ्वी की सतह पर सौर विकिरण के वर्णक्रमीय वितरण को दर्शाते हैं जब सूर्य अपने चरम पर होता है और के बीच एक कोण पर होता है। सूर्य और आंचल क्रमशः 60°। इस मामले में, कुल विकिरण शक्ति क्रमशः 925 और 691 W/m² है। पृथ्वी पर औसत विकिरण तीव्रता लगभग AM = 1.5 पर विकिरण तीव्रता के साथ मेल खाती है (सूर्य क्षितिज से 45° के कोण पर है)।

पृथ्वी की सतह के निकट, हम सौर विकिरण तीव्रता का औसत मान 635 W/m² ले सकते हैं। बहुत साफ़ धूप वाले दिन पर, यह मान 950 W/m² से 1220 W/m² तक होता है। औसत मान लगभग 1000 W/m² है। उदाहरण: ज्यूरिख में विकिरण के लंबवत सतह पर कुल विकिरण तीव्रता (47°30′N, समुद्र तल से 400 मीटर ऊपर): 1 मई 12:00 1080 W/m²; 21 दिसंबर 12:00 930 W/m²।

सौर ऊर्जा आगमन की गणना को सरल बनाने के लिए, इसे आमतौर पर 1000 W/m² की तीव्रता के साथ धूप के घंटों में व्यक्त किया जाता है। वे। 1 घंटा 1000 W*h/m² के सौर विकिरण के आगमन से मेल खाता है। यह मोटे तौर पर उस अवधि से मेल खाता है जब सूरज गर्मियों में धूप, बादल रहित दिन के बीच सूर्य की किरणों के लंबवत सतह पर चमकता है।

उदाहरण
चमकदार सूरज सूर्य की किरणों के लंबवत सतह पर 1000 W/m² की तीव्रता के साथ चमकता है। 1 घंटे में, 1 किलोवाट ऊर्जा प्रति 1 वर्ग मीटर में गिरती है (ऊर्जा बिजली समय समय के बराबर है)। इसी प्रकार, दिन के दौरान 5 kWh/m² का औसत सौर विकिरण आगमन प्रति दिन 5 चरम धूप घंटों से मेल खाता है। चरम घंटों को वास्तविक दिन के उजाले घंटों के साथ भ्रमित न करें। दिन के दौरान, सूरज अलग-अलग तीव्रता से चमकता है, लेकिन कुल मिलाकर यह उतनी ही ऊर्जा देता है जितनी कि अधिकतम तीव्रता पर 5 घंटे तक चमकने पर। यह धूप का चरम समय है जिसका उपयोग सौर ऊर्जा प्रतिष्ठानों की गणना में किया जाता है।

सौर विकिरण का आगमन पूरे दिन और स्थान-स्थान पर भिन्न-भिन्न होता है, विशेषकर पर्वतीय क्षेत्रों में। उत्तरी यूरोपीय देशों के लिए विकिरण औसतन 1000 kWh/m² प्रति वर्ष से लेकर रेगिस्तानों के लिए 2000-2500 kWh/m² प्रति वर्ष तक भिन्न होता है। मौसम की स्थिति और सूर्य की ढलान (जो क्षेत्र के अक्षांश पर निर्भर करती है) भी सौर विकिरण के आगमन में अंतर पैदा करती है।

रूस में, आम धारणा के विपरीत, ऐसे कई स्थान हैं जहां सौर ऊर्जा को बिजली में परिवर्तित करना लाभदायक है। नीचे रूस में सौर ऊर्जा संसाधनों का एक नक्शा है। जैसा कि आप देख सकते हैं, रूस के अधिकांश हिस्सों में इसे मौसमी मोड में और प्रति वर्ष 2000 घंटे से अधिक धूप वाले क्षेत्रों में - पूरे वर्ष सफलतापूर्वक उपयोग किया जा सकता है। स्वाभाविक रूप से, सर्दियों में, सौर पैनलों से ऊर्जा उत्पादन काफी कम हो जाता है, लेकिन फिर भी सौर ऊर्जा संयंत्र से बिजली की लागत डीजल या गैसोलीन जनरेटर की तुलना में काफी कम रहती है।

इसका उपयोग करना विशेष रूप से फायदेमंद है जहां कोई केंद्रीकृत विद्युत नेटवर्क नहीं है और ऊर्जा आपूर्ति डीजल जनरेटर द्वारा प्रदान की जाती है। और रूस में ऐसे बहुत सारे क्षेत्र हैं।

इसके अलावा, जहां नेटवर्क मौजूद हैं, वहां भी नेटवर्क के समानांतर काम करने वाले सौर पैनलों का उपयोग ऊर्जा लागत को काफी कम कर सकता है। रूस की प्राकृतिक ऊर्जा एकाधिकार कंपनियों के बढ़ते टैरिफ की मौजूदा प्रवृत्ति के साथ, सौर पैनल स्थापित करना एक स्मार्ट निवेश बनता जा रहा है।