Sunčevo zračenje - što je to? ukupno sunčevo zračenje. Sunčevo, terestričko i atmosfersko zračenje

SOLARNO ZRAČENJE

SOLARNO ZRAČENJE- elektromagnetsko i korpuskularno zračenje Sunca. Elektromagnetsko zračenje širi se u obliku elektromagnetskih valova brzinom svjetlosti i prodire u zemljinu atmosferu. Sunčevo zračenje dopire do Zemljine površine u obliku izravnog i difuznog zračenja.
Sunčevo zračenje glavni je izvor energije za sve fizičke i geografske procese koji se odvijaju na zemljinoj površini iu atmosferi (vidi Insolacija). Sunčevo zračenje obično se mjeri toplinskim učinkom i izražava u kalorijama po jedinici površine po jedinici vremena. Ukupno, Zemlja od Sunca prima manje od jednog dvomilijarditog dijela svog zračenja.
Spektralni raspon Sunčevog elektromagnetskog zračenja vrlo je širok - od radiovalova do X-zraka - međutim njegov najveći intenzitet pada na vidljivi (žuto-zeleni) dio spektra.
Postoji i korpuskularni dio Sunčevog zračenja, koji se uglavnom sastoji od protona koji se kreću od Sunca brzinama od 300-1500 km/s (Sunčev vjetar). Tijekom Sunčevih baklji nastaju i čestice visoke energije (uglavnom protoni i elektroni) koje tvore solarnu komponentu kozmičkih zraka.
Energetski doprinos korpuskularne komponente Sunčeva zračenja njegovom ukupnom intenzitetu malen je u usporedbi s elektromagnetskim. Stoga se u brojnim primjenama pojam "sunčevo zračenje" koristi u užem smislu, pri čemu se misli samo na njegov elektromagnetski dio.
Količina sunčevog zračenja ovisi o visini sunca, godišnjem dobu i prozirnosti atmosfere. Za mjerenje sunčevog zračenja koriste se aktinometri i pireliometri. Intenzitet sunčevog zračenja obično se mjeri njegovim toplinskim učinkom i izražava se u kalorijama po jedinici površine u jedinici vremena.
Sunčevo zračenje snažno utječe na Zemlju samo danju, naravno - kada je Sunce iznad horizonta. Također, sunčevo zračenje je vrlo jako u blizini polova, tijekom polarnih dana, kada je Sunce iznad horizonta čak i u ponoć. Međutim, zimi na istim mjestima Sunce uopće ne izlazi iznad horizonta, pa stoga ne utječe na regiju. Sunčevo zračenje nije blokirano oblacima, pa stoga i dalje ulazi u Zemlju (kada je Sunce točno iznad horizonta). Sunčevo zračenje je kombinacija jarko žute boje Sunca i topline, toplina prolazi i kroz oblake. Sunčevo zračenje se na Zemlju prenosi zračenjem, a ne provođenjem topline.
Količina zračenja koju prima nebesko tijelo ovisi o udaljenosti između planeta i zvijezde - kako se udaljenost udvostručuje, količina zračenja koja dolazi od zvijezde do planeta smanjuje se za faktor četiri (proporcionalno kvadratu udaljenosti između planeta i zvijezde). Dakle, čak i male promjene u udaljenosti između planeta i zvijezde (ovisno o ekscentričnosti orbite) dovode do značajne promjene u količini zračenja koja ulazi u planet. Ekscentricitet zemljine orbite također nije konstantan - tijekom tisućljeća se mijenja, povremeno formirajući gotovo savršeni krug, ponekad ekscentricitet doseže 5% (trenutno je 1,67%), odnosno u periheliju, Zemlja trenutno prima 1,033 više sunčevog zračenja nego u afelu, a uz najveći ekscentricitet - više od 1,1 puta. Međutim, količina dolaznog sunčevog zračenja mnogo više ovisi o promjeni godišnjih doba - trenutno ukupna količina sunčevog zračenja koja ulazi u Zemlju ostaje praktički nepromijenjena, ali na geografskoj širini od 65 N.Sh (geografska širina sjevernih gradova Rusija, Kanada) ljeti količina dolaznog sunčevog zračenja više od 25% veća nego zimi. To je zbog činjenice da je Zemlja nagnuta pod kutom od 23,3 stupnja u odnosu na Sunce. Zimske i ljetne promjene međusobno se kompenziraju, no unatoč tome, kako se širina mjesta promatranja povećava, jaz između zime i ljeta postaje sve veći, pa nema razlike između zime i ljeta na ekvatoru. Izvan arktičkog kruga ljeti je dotok sunčevog zračenja vrlo velik, a zimi vrlo mali. To stvara klimu na Zemlji. Osim toga, periodične promjene u ekscentricitetu Zemljine orbite mogu dovesti do pojave različitih geoloških epoha: npr.

Dodajte svoju cijenu u bazu podataka

Komentar

Sunce (astro. ☉) je jedina zvijezda u Sunčevom sustavu. Ostali objekti ovog sustava kruže oko Sunca: planeti i njihovi sateliti, patuljasti planeti i njihovi sateliti, asteroidi, meteoroidi, kometi i kozmička prašina.

Unutarnja struktura Sunca

Naše Sunce je ogromna svjetleća kugla plina unutar koje se odvijaju složeni procesi i kao rezultat toga kontinuirano se oslobađa energija. Unutarnji volumen Sunca može se podijeliti na nekoliko područja; materija u njima se razlikuje po svojim svojstvima, a energija se distribuira različitim fizikalnim mehanizmima. Upoznajmo ih, počevši od samog centra.

U središnjem dijelu Sunca nalazi se izvor njegove energije ili, slikovito rečeno, ona “peć” koja ga grije i ne dopušta mu da se ohladi. To se područje naziva jezgrom. Pod težinom vanjskih slojeva materija unutar Sunca se sabija, i što je dublje, to je jača. Njegova gustoća raste prema središtu zajedno s porastom tlaka i temperature. U jezgri, gdje temperatura doseže 15 milijuna kelvina, oslobađa se energija.

Ta se energija oslobađa kao rezultat spajanja atoma lakih kemijskih elemenata u atome težih. U unutrašnjosti Sunca četiri atoma vodika tvore jedan atom helija. Upravo su tu strašnu energiju ljudi naučili oslobađati tijekom eksplozije hidrogenske bombe. Postoji nada da će u bliskoj budućnosti osoba moći naučiti kako ga koristiti u miroljubive svrhe (2005. godine objavljene su vijesti o početku izgradnje prvog međunarodnog termonuklearnog reaktora u Francuskoj).

Jezgra ima radijus ne veći od četvrtine ukupnog polumjera Sunca. Međutim, polovica Sunčeve mase je koncentrirana u njegovom volumenu i oslobađa se gotovo sva energija koja podržava sjaj Sunca. Ali energija vruće jezgre mora nekako otići van, na površinu Sunca. Postoje različiti načini prijenosa energije ovisno o fizičkim uvjetima okoline, a to su: prijenos zračenjem, konvekcija i provođenje topline. Toplinska vodljivost ne igra veliku ulogu u energetskim procesima na Suncu i zvijezdama, dok je radijacijski i konvektivni transport vrlo važan.

Neposredno oko jezgre počinje zona prijenosa energije zračenja, gdje se ona širi apsorpcijom i emisijom dijela svjetlosti od strane tvari – kvanta. Gustoća, temperatura i tlak smanjuju se kako se udaljavate od jezgre, a energija teče u istom smjeru. Općenito, ovaj proces je izuzetno spor. Da bi kvanti došli od središta Sunca do fotosfere, potrebno je mnogo tisuća godina: naposljetku, kad se ponovno emitiraju, kvanti cijelo vrijeme mijenjaju smjer, krećući se natrag gotovo jednako često kao i naprijed.

Gama kvanti se rađaju u središtu Sunca. Njihova je energija milijunima puta veća od energije kvanta vidljive svjetlosti, a valna duljina je vrlo mala. Na tom putu kvanti prolaze kroz nevjerojatne transformacije. Odvojeni kvant prvo apsorbira neki atom, ali se odmah ponovno emitira; najčešće se u ovom slučaju ne pojavljuje jedan prethodni kvantum, već dva ili više njih. Prema zakonu održanja energije, njihova ukupna energija je očuvana, pa se stoga energija svakog od njih smanjuje. Tako nastaju kvanti sve nižih energija. Čini se da se snažni gama kvanti dijele na kvante manje energije - prvo rendgenske zrake, zatim ultraljubičaste i

konačno vidljive i infracrvene zrake. Kao rezultat toga, sunce emitira najviše energije u vidljivom svjetlu i nije slučajno da su naše oči osjetljive na to.

Kao što smo već rekli, kvantu treba jako dugo da procuri kroz gustu sunčevu materiju prema van. Dakle, ako bi se "peć" unutar Sunca iznenada ugasila, tada bismo za to znali tek milijunima godina kasnije. Na svom putu kroz unutarnje solarne slojeve, tok energije nailazi na područje u kojem se neprozirnost plina jako povećava. Ovo je konvektivna zona Sunca. Ovdje se energija više ne prenosi zračenjem, već konvekcijom.

Što je konvekcija?

Kad tekućina proključa, miješa se. Plin se može ponašati na isti način. Ogromne struje vrućeg plina dižu se uvis, gdje predaju svoju toplinu okolini, a ohlađeni solarni plin se spušta. Čini se kao da solarna tvar ključa i miješa se. Konvektivna zona počinje otprilike na udaljenosti od 0,7 polumjera od središta i proteže se gotovo do najvidljivije površine Sunca (fotosfere), gdje prijenos glavnog toka energije ponovno postaje radijant. Međutim, zbog inercije, vruće struje iz dubljih, konvektivnih slojeva ipak prodiru ovamo. Uzorak granulacije na površini Sunca, dobro poznat promatračima, vidljiva je manifestacija konvekcije.

konvektivna zona sunca

Radioaktivna zona iznosi oko 2/3 unutarnjeg promjera Sunca, a radijus je oko 140 tisuća km. Udaljavajući se od središta, fotoni gube svoju energiju pod utjecajem sudara. Taj se fenomen naziva fenomen konvekcije. To je slično procesu koji se odvija u kotlu za kuhanje: energija koja dolazi iz grijaćeg elementa puno je veća od količine topline koja se uklanja kondukcijom. Topla voda koja je u blizini vatre se diže, dok hladnija tone. Taj se proces naziva konvencija. Smisao konvekcije je da se gušći plin rasporedi po površini, ohladi i opet ide u središte. Proces miješanja u konvektivnoj zoni Sunca je kontinuiran. Gledajući kroz teleskop površinu Sunca, vidi se njegova zrnasta struktura – granulacija. Osjećaj je da se sastoji od granula! To je zbog konvekcije koja se događa ispod fotosfere.

fotosfera sunca

Tanak sloj (400 km) - fotosfera Sunca, nalazi se neposredno iza konvektivne zone i predstavlja "pravu sunčevu površinu" vidljivu sa Zemlje. Prvi put je granule na fotosferi snimio Francuz Janssen 1885. godine. Prosječna granula je veličine 1000 km, kreće se brzinom od 1 km/s i postoji oko 15 minuta. Tamne formacije na fotosferi mogu se uočiti u ekvatorijalnom dijelu, a zatim se pomiču. Najjača magnetska polja obilježje su takvih pjega. A tamna boja se dobiva zbog niže temperature u odnosu na okolnu fotosferu.

Kromosfera Sunca

Sunčeva kromosfera (obojena sfera) je gusti sloj (10 000 km) Sunčeve atmosfere, koji se nalazi neposredno iza fotosfere. Prilično je problematično promatrati kromosferu zbog njezine blizine fotosfere. Najbolje se vidi kada Mjesec zatvori fotosferu, tj. tijekom pomrčina Sunca.

Solarne prominencije su ogromne emisije vodika koje nalikuju užarenim dugim nitima. Prominencije se penju na velike udaljenosti, dosežući promjer Sunca (1,4 milijuna km), kreću se brzinom od oko 300 km/s, a temperatura pritom doseže 10 000 stupnjeva.

solarna korona

Sunčeva kruna je vanjski i prošireni sloj Sunčeve atmosfere, koji potječe iznad kromosfere. Duljina Sunčeve korone je vrlo velika i doseže nekoliko Sunčevih promjera. Na pitanje gdje točno završava, znanstvenici još nisu dobili definitivan odgovor.

Sastav solarne korone je razrijeđena, visoko ionizirana plazma. Sadrži teške ione, elektrone s jezgrom helija i protone. Temperatura korone doseže od 1 do 2 milijuna stupnjeva K, u odnosu na površinu Sunca.

Sunčev vjetar je kontinuirano istjecanje tvari (plazme) iz vanjskog omotača Sunčeve atmosfere. Sastoji se od protona, atomske jezgre i elektrona. Brzina Sunčevog vjetra može varirati od 300 km/s do 1500 km/s, u skladu s procesima koji se odvijaju na Suncu. Sunčev vjetar širi se Sunčevim sustavom i u interakciji sa Zemljinim magnetskim poljem uzrokuje razne pojave, a jedna od njih je i polarna svjetlost.

Sunčevo zračenje

Sunce zrači svoju energiju u svim valnim duljinama, ali na različite načine. Približno 44% energije zračenja nalazi se u vidljivom dijelu spektra, a maksimum odgovara žutozelenoj boji. Oko 48% izgubljene energije Sunca odnose infracrvene zrake bliskog i dalekog dometa. Gama-zrake, X-zrake, ultraljubičasto i radio zračenje čine samo oko 8%.

Vidljivi dio sunčevog zračenja, kada se proučava uz pomoć instrumenata za analizu spektra, pokazuje se nehomogenim - u spektru se uočavaju apsorpcijske linije, koje je prvi opisao J. Fraunhofer 1814. godine. Ove linije nastaju kada fotone određenih valnih duljina apsorbiraju atomi raznih kemijskih elemenata u gornjim, relativno hladnim slojevima Sunčeve atmosfere. Spektralna analiza omogućuje dobivanje informacija o sastavu Sunca, budući da određeni skup spektralnih linija vrlo točno karakterizira kemijski element. Tako je, primjerice, uz pomoć promatranja spektra Sunca, predviđeno otkriće helija, koji je kasnije izoliran na Zemlji.

Vrste zračenja

Tijekom promatranja znanstvenici su otkrili da je Sunce snažan izvor radio emisija. U međuplanetarni prostor prodiru radio valovi, koje emitiraju kromosfera (centimetarski valovi) i korona (decimetarski i metarski valovi). Radioemisija Sunca ima dvije komponente - stalnu i promjenjivu (rafali, "šumne oluje"). Tijekom jakih sunčevih baklji, radioemisija Sunca se povećava tisućama, pa čak i milijunima puta u usporedbi s radio emisijom tihog Sunca. Ova radio emisija nema toplinsku prirodu.

X-zrake uglavnom dolaze iz gornjih slojeva kromosfere i korone. Zračenje je posebno jako u godinama najveće Sunčeve aktivnosti.

Sunce ne emitira samo svjetlost, toplinu i sve druge vrste elektromagnetskog zračenja. Također je izvor stalnog protoka čestica – korpuskula. Neutrini, elektroni, protoni, alfa čestice i teže atomske jezgre svi zajedno čine korpuskularno zračenje Sunca. Značajan dio tog zračenja čini više-manje kontinuirano istjecanje plazme - Sunčev vjetar, koji je nastavak vanjskih slojeva Sunčeve atmosfere - Sunčeva korona. U pozadini ovog stalno pušućeg plazma vjetra, pojedina područja na Suncu su izvori usmjerenijih, pojačanih, takozvanih korpuskularnih tokova. Najvjerojatnije su povezani s posebnim područjima Sunčeve korone - koronarnim rupama, a također, moguće, i s dugovječnim aktivnim područjima na Suncu. Konačno, najjači kratkotrajni tokovi čestica, uglavnom elektrona i protona, povezani su sa solarnim bakljama. Kao rezultat najjačih bljeskova, čestice mogu postići brzine koje čine značajan udio brzine svjetlosti. Čestice s tako visokim energijama nazivaju se solarne kozmičke zrake.

Sunčevo korpuskularno zračenje snažno utječe na Zemlju, a prije svega na gornje slojeve njezine atmosfere i magnetsko polje, uzrokujući mnoge geofizičke pojave. Magnetosfera i Zemljina atmosfera štite nas od štetnog djelovanja sunčevog zračenja.

Intenzitet sunčevog zračenja

Zbog ekstremno visokih temperatura, Sunce je vrlo jak izvor zračenja. Vidljivo područje sunčevog zračenja ima najveći intenzitet zračenja. U isto vrijeme, velika količina nevidljivog spektra također stiže do Zemlje. Unutar Sunca odvijaju se procesi u kojima se atomi helija sintetiziraju iz atoma vodika. Ti se procesi nazivaju procesi nuklearne fuzije, popraćeni su oslobađanjem ogromne količine energije. Ova energija dovodi do toga da se Sunce zagrije na temperaturu od 15 milijuna Celzijevih stupnjeva (u svom unutarnjem dijelu).

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

Sunčeva energija na površini Zemlje

Zemljina atmosfera ne propušta svu sunčevu energiju. Zemljina površina ne doseže više od 1000 W/m2. Dio energije se apsorbira, dio se reflektira u slojevima atmosfere i u oblacima. Velika količina zračenja se raspršuje u slojevima atmosfere, što rezultira stvaranjem raspršenog zračenja (difuzno). I na površini Zemlje se dio zračenja reflektira i raspršuje. Zbroj raspršenog i izravnog zračenja nazivamo ukupnim Sunčevim zračenjem. Raspršeno zračenje može biti od 20 do 60%.

Na količinu energije koja dospijeva do površine Zemlje također utječu geografska širina i doba godine. Os našeg planeta, koja prolazi kroz polove, nagnuta je za 23,5 ° u odnosu na orbitu rotacije oko Sunca. Između ožujka

Do rujna sunčeva svjetlost više pogađa sjevernu hemisferu, ostatak vremena - južnu. Stoga je duljina dana ljeti i zimi različita. Geografska širina područja utječe na duljinu dnevnog svjetla. Što sjevernije, to je ljeto dulje i obrnuto.

Evolucija Sunca

Pretpostavlja se da je Sunce rođeno u komprimiranoj maglici plina i prašine. Postoje najmanje dvije teorije o tome što je dovelo do početnog skupljanja maglice. Prema jednoj od njih, pretpostavlja se da je jedan od spiralnih krakova naše galaksije prošao našim područjem svemira prije otprilike 5 milijardi godina. To bi moglo uzrokovati blagu kompresiju i dovesti do stvaranja gravitacijskih centara u oblaku plina i prašine. Doista, sada duž spiralnih krakova vidimo prilično velik broj mladih zvijezda i svjetlećih oblaka plina. Druga teorija sugerira da je negdje u blizini (na skali svemira, naravno) eksplodirala drevna masivna supernova. Rezultirajući udarni val mogao bi biti dovoljno jak da pokrene stvaranje zvijezda u "našoj" maglici plin-prašina. Ovu teoriju podupire činjenica da su znanstvenici, proučavajući meteorite, otkrili dosta elemenata koji bi mogli nastati tijekom eksplozije supernove.

Nadalje, kada je takva grandiozna masa (2 * 1030 kg) bila komprimirana pod utjecajem gravitacijskih sila, sama je bila snažno zagrijana unutarnjim tlakom do temperatura na kojima su mogle započeti termonuklearne reakcije u njezinom središtu. U središnjem dijelu temperatura na Suncu iznosi 15 000 000K, a tlak doseže stotine milijardi atmosfera. Tako je upaljena novorođena zvijezda (nemojte brkati s novim zvijezdama).

Uglavnom, Sunce se na početku svog života sastojalo od vodika. Vodik je taj koji se tijekom termonuklearnih reakcija pretvara u helij, a energija koju emitira Sunce se oslobađa. Sunce pripada vrsti zvijezda koja se naziva žuti patuljak. To je zvijezda glavnog niza i pripada spektralnom tipu G2. Masa usamljene zvijezde posve nedvosmisleno određuje njezinu sudbinu. Tijekom svog životnog vijeka (~5 milijardi godina), u središtu naše zvijezde, gdje je temperatura prilično visoka, izgorjela je oko polovica sveg tamo dostupnog vodika. Otprilike isto toliko, 5 milijardi godina, Suncu je ostalo da živi u obliku na koji smo navikli.

Nakon što nestane vodika u središtu zvijezde, Sunce će se povećati i postati crveni div. To će imati dubok učinak na Zemlju: temperatura će porasti, oceani će prokuhati, život će postati nemoguć. Tada će naša zvijezda, nakon što je potpuno iscrpila "gorivo" i više nemajući snage držati vanjske slojeve crvenog diva, završiti svoj život kao bijeli patuljak, oduševivši izvanzemaljske astronome nama nepoznate budućnosti novom planetarnom maglicom , čiji oblik može ispasti vrlo bizaran zbog utjecaja planeta.

Smrt sunca u vremenu

• Već za 1,1 milijardu godina zvijezda će povećati svoj sjaj za 10%, što će dovesti do snažnog zagrijavanja Zemlje.
• Nakon 3,5 milijarde godina, svjetlina će se povećati za 40%. Oceani će početi isparavati i sav život na Zemlji će nestati.
• Nakon 5,4 milijarde godina jezgra zvijezde ostat će bez goriva – vodika. Sunce će se početi povećavati zbog razrjeđivanja vanjske ljuske i zagrijavanja jezgre.
• Nakon 7,7 milijardi godina naša će se zvijezda pretvoriti u crvenog diva, jer. povećati 200 puta zbog toga će planet Merkur biti apsorbiran.
• Na kraju, nakon 7,9 milijardi godina, vanjski slojevi zvijezde toliko će se razrijediti da će se raspasti u maglicu, a u središtu nekadašnjeg Sunca nalazit će se mali objekt - bijeli patuljak. Ovako će završiti naš sunčev sustav. Svi građevinski elementi preostali nakon kolapsa neće biti izgubljeni, oni će postati osnova za rađanje novih zvijezda i planeta.

1. Najčešće zvijezde u svemiru su crveni patuljci. Velikim dijelom to je zbog njihove niske mase, koja im omogućuje da žive jako dugo prije nego što postanu bijeli patuljci.
2. Gotovo sve zvijezde u svemiru imaju isti kemijski sastav i reakcija fuzije odvija se u svakoj zvijezdi i gotovo je identična, određena samo opskrbom gorivom.
3. Kao što znamo, poput bijelog patuljka, neutronske zvijezde jedan su od završnih procesa u evoluciji zvijezda, uglavnom nastalih nakon eksplozije supernove. Ranije je često bilo teško razlikovati bijelog patuljka od neutronske zvijezde, ali sada su znanstvenici pomoću teleskopa pronašli razlike u njima. Neutronska zvijezda prikuplja više svjetla oko sebe i to je lako vidjeti infracrvenim teleskopima. Osmo mjesto među zanimljivostima o zvijezdama.
4. Zbog svoje nevjerojatne mase, prema Einsteinovoj općoj teoriji relativnosti, crna rupa je zapravo zavoj u svemiru tako da je sve unutar njihovog gravitacijskog polja gurnuto prema njoj. Gravitacijsko polje crne rupe toliko je jako da mu čak ni svjetlost ne može pobjeći.
5. Koliko znamo, kada zvijezda ostane bez goriva, zvijezda može narasti više od 1000 puta, zatim se pretvori u bijelog patuljka, a zbog brzine reakcije eksplodira. Ova reakcija je poznatija kao supernova. Znanstvenici sugeriraju da u vezi s ovim dugim procesom nastaju takve misteriozne crne rupe.
6. Mnoge zvijezde koje vidimo na noćnom nebu mogu izgledati kao jedan tračak svjetlosti. Međutim, to nije uvijek slučaj. Većina zvijezda koje vidimo na nebu su zapravo dvozvjezdani sustavi ili binarni zvjezdani sustavi. Jednostavno su nezamislivo daleko i čini nam se da vidimo samo jednu mrlju svjetlosti.
7. Zvijezde koje imaju najkraći životni vijek su i najmasivnije. Oni su velika masa kemikalija i imaju tendenciju sagorijevanja goriva mnogo brže.
8. Unatoč tome što nam se ponekad čini da Sunce i zvijezde svjetlucaju, zapravo nije tako. Efekt svjetlucanja samo je svjetlost zvijezde koja trenutno prolazi kroz Zemljinu atmosferu, ali još nije stigla do naših očiju. Treće mjesto među najzanimljivijim činjenicama o zvijezdama.
9. Udaljenosti uključene u procjenu udaljenosti do zvijezde su nezamislivo velike. Razmotrimo primjer: Zemlji najbliža zvijezda udaljena je oko 4,2 svjetlosne godine, a da bi se do nje došlo, čak i na našem najbržem brodu, trebat će oko 70 000 godina.
10. Najhladnija poznata zvijezda je smeđi patuljak CFBDSIR 1458+10B, čija je temperatura samo oko 100°C. Najtoplija poznata zvijezda je plavi superdiv koji se nalazi u Mliječnoj stazi pod nazivom "Zeta Purus" s temperaturom većom od 42 000 °C.

Zemlja prima od Sunca 1,36 * 10v24 cal topline godišnje. U usporedbi s ovom količinom energije, preostala količina energije zračenja koja dopire do površine Zemlje je zanemariva. Tako je energija zračenja zvijezda stomilijunti dio Sunčeve energije, kozmičko zračenje dvije milijarde, unutarnja toplina Zemlje na njezinoj površini jednaka je pettisućiti dio Sunčeve topline.
Zračenje Sunca - solarno zračenje- glavni je izvor energije za gotovo sve procese koji se odvijaju u atmosferi, hidrosferi i gornjim slojevima litosfere.
Mjerna jedinica intenziteta sunčevog zračenja je broj kalorija topline koju apsorbira 1 cm2 apsolutno crne površine okomito na smjer sunčevih zraka u 1 minuti (cal/cm2*min).

Tok energije zračenja od Sunca, koja dolazi do zemljine atmosfere, vrlo je stalan. Njegov intenzitet naziva se solarna konstanta (Io) i uzima se da u prosjeku iznosi 1,88 kcal/cm2 min.
Vrijednost solarne konstante fluktuira ovisno o udaljenosti Zemlje od Sunca i o sunčevoj aktivnosti. Njegove fluktuacije tijekom godine su 3,4-3,5%.
Kad bi sunčeve zrake posvuda padale okomito na zemljinu površinu, tada bi u nedostatku atmosfere i uz solarnu konstantu od 1,88 cal / cm2 * min, svaki njezin kvadratni centimetar primio 1000 kcal godišnje. Zbog činjenice da je Zemlja sferna, ova količina se smanjuje 4 puta, a 1 sq. cm prima prosječno 250 kcal godišnje.
Količina sunčevog zračenja koju prima površina ovisi o kutu upada zraka.
Najveću količinu zračenja prima površina okomita na smjer sunčevih zraka, jer se u tom slučaju sva energija raspoređuje na područje presjeka jednakog presjeku snopa zraka - a. Pri kosom upadanju istog snopa zraka energija se raspoređuje na veliku površinu (presjek c) i jedinična površina prima manju količinu. Što je upadni kut zraka manji, to je intenzitet sunčevog zračenja manji.
Ovisnost intenziteta sunčevog zračenja o kutu upada zraka izražava se formulom:

I1 = I0 * sinh,

gdje je I0 intenzitet sunčevog zračenja pri samom upadu zraka. Izvan atmosfere, solarna konstanta;
I1 - intenzitet sunčevog zračenja kada sunčeve zrake padaju pod kutom h.
I1 je onoliko puta manji od I0, koliko je puta presjek a manji od presjeka b.
Slika 27 pokazuje da je a / b \u003d sin A.
Kut upadanja sunčevih zraka (visina Sunca) jednak je 90 ° samo na geografskim širinama od 23 ° 27 "N do 23 ° 27" J. (tj. između tropskih krajeva). Na ostalim geografskim širinama on je uvijek manji od 90° (tablica 8). Sukladno smanjenju upadnog kuta zraka trebao bi se smanjivati ​​i intenzitet sunčevog zračenja koje dolazi na površinu na različitim geografskim širinama. Budući da visina Sunca nije konstantna tijekom cijele godine i tijekom dana, količina sunčeve topline koju prima površina stalno se mijenja.

Količina sunčevog zračenja koju prima površina izravno je povezana s od trajanja njegove izloženosti sunčevoj svjetlosti.

U ekvatorijalnom pojasu izvan atmosfere količina Sunčeve topline tijekom godine ne doživljava velike fluktuacije, dok su na visokim geografskim širinama te fluktuacije vrlo velike (vidi tablicu 9). Zimi su posebno značajne razlike u dolasku sunčeve topline između visokih i niskih geografskih širina. Ljeti, u uvjetima kontinuiranog osvjetljenja, polarna područja primaju maksimalnu količinu sunčeve topline dnevno na Zemlji. Na dan ljetnog solsticija na sjevernoj hemisferi ona je 36% veća od dnevne količine topline na ekvatoru. Ali budući da trajanje dana na ekvatoru nije 24 sata (kao u ovom trenutku na polu), već 12 sati, količina sunčevog zračenja po jedinici vremena na ekvatoru ostaje najveća. Ljetni maksimum dnevne sume sunčeve topline, opažen na oko 40-50° geografske širine, povezan je s relativno dugim danom (dužim nego u ovo vrijeme za 10-20° geografske širine) na značajnoj visini Sunca. Razlike u količini topline koju primaju ekvatorijalna i polarna područja manje su ljeti nego zimi.
Južna hemisfera ljeti dobiva više topline nego sjeverna, i obrnuto zimi (na nju utječe promjena udaljenosti Zemlje od Sunca). A kada bi površina obiju hemisfera bila potpuno homogena, godišnje amplitude temperaturnih kolebanja na južnoj hemisferi bile bi veće nego na sjevernoj.
Sunčevo zračenje u atmosferi prolazi kvantitativne i kvalitativne promjene.
Čak i idealna, suha i čista atmosfera upija i raspršuje zrake, smanjujući intenzitet sunčevog zračenja. Slabljenje utjecaja stvarne atmosfere, koja sadrži vodenu paru i čvrste nečistoće, na sunčevo zračenje mnogo je veće od idealnog. Atmosfera (kisik, ozon, ugljikov dioksid, prašina i vodena para) apsorbira uglavnom ultraljubičaste i infracrvene zrake. Energija zračenja Sunca koju apsorbira atmosfera pretvara se u druge vrste energije: toplinsku, kemijsku itd. Općenito, apsorpcija slabi sunčevo zračenje za 17-25%.
Molekule atmosferskih plinova raspršuju zrake s relativno kratkim valovima - ljubičasto, plavo. To je ono što objašnjava plavu boju neba. Nečistoće jednako raspršuju zrake s valovima različitih valnih duljina. Stoga, uz značajan njihov sadržaj, nebo dobiva bjelkastu nijansu.
Zbog raspršivanja i odbijanja sunčevih zraka od atmosfere, za oblačnih dana opaža se dnevna svjetlost, vidljivi su predmeti u sjeni, a javlja se i pojava sumraka.
Što je duža putanja zrake u atmosferi, to mora proći veću debljinu i značajnije je prigušeno sunčevo zračenje. Stoga s visinom utjecaj atmosfere na zračenje opada. Duljina puta Sunčeve svjetlosti u atmosferi ovisi o visini Sunca. Ako kao jedinicu uzmemo duljinu puta sunčeve zrake u atmosferi na visini Sunca 90° (m), omjer između visine Sunca i duljine puta sunčeve zrake u atmosferi bit će kako je prikazano u tablici. deset.

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

Prozirnost atmosfere nije konstantna i nije ista u različitim uvjetima. Omjer prozirnosti stvarne atmosfere prema prozirnosti idealne atmosfere – faktor mutnoće – uvijek je veći od jedan. Ovisi o sadržaju vodene pare i prašine u zraku. S povećanjem geografske širine, faktor zamućenja se smanjuje: na geografskim širinama od 0 do 20 ° N. sh. u prosjeku je jednak 4,6, na geografskim širinama od 40 do 50 ° N. sh. - 3,5, na geografskoj širini od 50 do 60 ° N. sh. - 2,8 i na geografskim širinama od 60 do 80 ° N. sh. - 2,0. U umjerenim geografskim širinama faktor mutnoće manji je zimi nego ljeti, a ujutro manji nego poslijepodne. Smanjuje se s visinom. Što je veći faktor mutnoće, to je veće slabljenje sunčevog zračenja.
razlikovati izravno, difuzno i ​​ukupno sunčevo zračenje.
Dio sunčevog zračenja koji prodire kroz atmosferu do zemljine površine je direktno zračenje. Dio zračenja raspršenog atmosferom pretvara se u difuzno zračenje. Sve sunčevo zračenje koje ulazi u Zemljinu površinu, izravno i difuzno, naziva se ukupno zračenje.
Omjer između izravnog i raspršenog zračenja znatno varira ovisno o naoblaci, prašnjavosti atmosfere, a također i o visini Sunca. Pri vedrom nebu udio raspršenog zračenja ne prelazi 0,1%, pri oblačnom nebu difuzno zračenje može biti veće od izravnog zračenja.
Na maloj visini Sunca, ukupno zračenje sastoji se gotovo isključivo od raspršenog zračenja. Na sunčevoj visini od 50° i vedrom nebu udio raspršenog zračenja ne prelazi 10-20%.
Karte prosječnih godišnjih i mjesečnih vrijednosti ukupnog zračenja omogućuju uočavanje glavnih obrazaca u njegovom geografskom rasporedu. Godišnje vrijednosti ukupne radijacije raspoređene su uglavnom zonalno. Najveću godišnju količinu ukupnog zračenja na Zemlji površina primi u tropskim kopnenim pustinjama (Istočna Sahara i središnji dio Arabije). Zamjetno smanjenje ukupne radijacije na ekvatoru uzrokovano je visokom vlagom zraka i velikom naoblakom. Na Arktiku je ukupna radijacija 60-70 kcal/cm2 godišnje; na Antarktici je zbog čestog ponavljanja vedrih dana i veće prozirnosti atmosfere nešto veća.

U lipnju najveće količine zračenja prima sjeverna hemisfera, a posebno kopneni tropski i suptropski krajevi. Količine sunčevog zračenja koje prima površina u umjerenim i polarnim širinama sjeverne hemisfere malo se razlikuju, uglavnom zbog dugog trajanja dana u polarnim područjima. Zoniranje u raspodjeli ukupnog zračenja iznad. kontinenata na sjevernoj hemisferi i u tropskim širinama južne hemisfere gotovo da nije izražena. Bolje se očituje na sjevernoj hemisferi iznad oceana i jasno je izraženo u ekstratropskim širinama južne hemisfere. Na južnom polarnom krugu vrijednost ukupnog sunčevog zračenja približava se nuli.
U prosincu najveće količine zračenja ulaze na južnu polutku. Visoko ležeća ledena površina Antarktike, s visokom prozirnošću zraka, prima značajno više ukupnog zračenja od površine Arktika u lipnju. U pustinjama (Kalahari, Velika australska) ima dosta topline, ali zbog veće oceaničnosti južne hemisfere (utjecaj visoke vlažnosti zraka i naoblake) ovdje su njezine količine nešto manje nego u lipnju na istim geografskim širinama. sjeverne polutke. U ekvatorijalnim i tropskim širinama sjeverne hemisfere ukupno zračenje relativno malo varira, a zonalnost u njegovoj raspodjeli jasno je izražena samo sjeverno od sjevernog tropa. S povećanjem zemljopisne širine, ukupna radijacija opada prilično brzo; njegova nulta izolina prolazi nešto sjeverno od Arktičkog kruga.
Ukupno sunčevo zračenje koje pada na Zemljinu površinu djelomično se reflektira natrag u atmosferu. Omjer količine zračenja odbijene od površine i količine zračenja koja pada na tu površinu naziva se albedo. Albedo karakterizira refleksivnost površine.
Albedo zemljine površine ovisi o njezinom stanju i svojstvima: boji, vlažnosti, hrapavosti itd. Najveću refleksivnost ima svježe napadali snijeg (85-95%). Mirna vodena površina odbija samo 2-5% sunčevih zraka kada pada okomito, a gotovo sve zrake koje padaju na nju (90%) kada je sunce nisko. Albedo suhog černozema - 14%, vlažnog - 8, šumskog - 10-20, livadske vegetacije - 18-30, pješčane pustinjske površine - 29-35, površine morskog leda - 30-40%.
Veliki albedo ledene površine, posebno kada je prekrivena svježim snijegom (do 95%), razlog je niskih temperatura u polarnim područjima ljeti, kada je tamo značajan dolazak sunčevog zračenja.
Zračenje zemljine površine i atmosfere. Svako tijelo s temperaturom iznad apsolutne nule (većom od minus 273°) emitira energiju zračenja. Ukupna emisivnost crnog tijela proporcionalna je četvrtoj potenciji njegove apsolutne temperature (T):
E \u003d σ * T4 kcal / cm2 po minuti (Stefan-Boltzmannov zakon), gdje je σ konstantni koeficijent.
Što je viša temperatura tijela koje zrači, to je kraća valna duljina emitiranih nm zraka. Užareno Sunce šalje u svemir kratkovalno zračenje. Zemljina se površina, apsorbirajući kratkovalno Sunčevo zračenje, zagrijava i također postaje izvor zračenja (zemaljsko zračenje). No, budući da temperatura zemljine površine ne prelazi nekoliko desetaka stupnjeva, njegova dugovalno zračenje, nevidljivo.
Zemljino zračenje velikim dijelom zadržava atmosfera (vodena para, ugljični dioksid, ozon), ali zrake valne duljine 9-12 mikrona slobodno izlaze izvan atmosfere, pa Zemlja gubi dio topline.
Atmosfera, apsorbirajući dio sunčevog zračenja koje prolazi kroz nju i više od polovice zemljinog, sama zrači energiju kako u svjetski prostor tako i na površinu zemlje. Atmosfersko zračenje usmjereno prema zemljinoj površini prema zemljinoj površini naziva se suprotno zračenje. Ovo zračenje, kao i zemaljsko, dugovalno, nevidljivo.
U atmosferi se susreću dvije struje dugovalnog zračenja – zračenje Zemljine površine i zračenje atmosfere. Razlika između njih, koja određuje stvarni gubitak topline na zemljinoj površini, naziva se učinkovito zračenje. Efektivno zračenje je to veće što je viša temperatura površine koja zrači. Vlažnost zraka smanjuje efektivno zračenje, a oblaci ga znatno smanjuju.
Najveća vrijednost godišnjih suma efektivnog zračenja zabilježena je u tropskim pustinjama - 80 kcal / cm2 godišnje - zbog visoke površinske temperature, suhog zraka i vedrog neba. Na ekvatoru, uz visoku vlažnost zraka, efektivno zračenje iznosi samo oko 30 kcal/cm2 godišnje, a njegova vrijednost za kopno i za ocean vrlo se malo razlikuje. Najniža efektivna radijacija u polarnim područjima. U umjerenim geografskim širinama zemljina površina gubi oko polovice količine topline koju prima apsorpcijom ukupnog zračenja.
Sposobnost atmosfere da propušta kratkovalno zračenje Sunca (izravno i difuzno zračenje) i zadržava dugovalno zračenje Zemlje naziva se efekt staklenika (staklenika). Zbog efekta staklenika prosječna temperatura zemljine površine je +16°, u nedostatku atmosfere bila bi -22° (38° niže).
Bilanca zračenja (rezidualno zračenje). Zemljina površina istodobno prima i odaje zračenje. Dolazak zračenja je ukupno Sunčevo zračenje i protuzračenje atmosfere. Potrošnja - refleksija sunčeve svjetlosti od površine (albedo) i vlastito zračenje zemljine površine. Razlika između ulaznog i izlaznog zračenja je ravnoteža zračenja, ili zaostalo zračenje. Vrijednost bilance zračenja određena je jednadžbom

R \u003d Q * (1-α) - I,

gdje je Q ukupno sunčevo zračenje po jedinici površine; α - albedo (frakcija); I - učinkovito zračenje.
Ako je ulaz veći od izlaza, bilanca zračenja je pozitivna; ako je ulaz manji od izlaza, bilanca je negativna. Noću, na svim geografskim širinama, bilanca zračenja je negativna, danju, do podneva, posvuda je pozitivna, osim u visokim geografskim širinama zimi; popodne - opet negativno. U prosjeku dnevno bilanca zračenja može biti pozitivna i negativna (tablica 11).


Na karti godišnjih suma bilance zračenja zemljine površine vidi se oštra promjena položaja izolinija kada se pomiču s kopna na ocean. Bilanca zračenja površine Oceana u pravilu je veća od bilance zračenja kopna (učinak albeda i efektivnog zračenja). Raspodjela bilance zračenja općenito je zonalna. Na oceanu u tropskim geografskim širinama godišnje vrijednosti radijacijske bilance dosežu 140 kcal/cm2 (Arapsko more) i ne prelaze 30 kcal/cm2 na granici plutajućeg leda. Odstupanja od zonske raspodjele bilance zračenja u oceanu su neznatna i uzrokovana su rasporedom oblaka.
Na kopnu u ekvatorijalnim i tropskim geografskim širinama godišnje vrijednosti bilance zračenja variraju od 60 do 90 kcal/cm2, ovisno o uvjetima vlage. Najveće godišnje sume bilance zračenja bilježe se u onim područjima gdje su albedo i efektivno zračenje relativno mali (vlažne tropske šume, savane). Njihova najmanja vrijednost je u vrlo vlažnim (velika naoblaka) iu vrlo suhim (veliko efektivno zračenje) područjima. U umjerenim i visokim geografskim širinama godišnja vrijednost bilance zračenja opada s povećanjem geografske širine (učinak smanjenja ukupnog zračenja).
Godišnje sume bilance zračenja nad središnjim područjima Antarktika su negativne (nekoliko kalorija po 1 cm2). Na Arktiku su te vrijednosti blizu nule.
U srpnju je bilanca zračenja zemljine površine na značajnom dijelu južne polutke negativna. Linija nulte ravnoteže kreće se između 40 i 50°S. sh. Najveća vrijednost radijacijske bilance doseže se na površini Oceana u tropskim širinama sjeverne polutke i na površini nekih kopnenih mora, poput Crnog mora (14-16 kcal/cm2 mjesečno).
U siječnju se linija nulte ravnoteže nalazi između 40 i 50°N. sh. (nad oceanima se diže nešto prema sjeveru, nad kontinentima se spušta prema jugu). Značajan dio sjeverne hemisfere ima negativnu bilancu zračenja. Najveće vrijednosti bilance zračenja ograničene su na tropske širine južne hemisfere.
U prosjeku za godinu bilanca zračenja zemljine površine je pozitivna. Pritom se površinska temperatura ne povećava, već ostaje približno konstantna, što se može objasniti jedino kontinuiranim trošenjem viška topline.
Bilanca zračenja atmosfere sastoji se od sunčevog i zemaljskog zračenja koje apsorbira, s jedne strane, i atmosferskog zračenja, s druge strane. On je uvijek negativan, jer atmosfera apsorbira samo mali dio sunčevog zračenja, a zrači gotovo jednako kao i površina.
Bilanca zračenja površine i atmosfere zajedno, u cjelini, za cijelu Zemlju u prosjeku je godinu dana jednaka nuli, ali u geografskim širinama može biti i pozitivna i negativna.
Posljedica takve raspodjele bilance zračenja trebala bi biti prijenos topline u smjeru od ekvatora prema polovima.
Toplinska ravnoteža. Bilanca zračenja najvažnija je komponenta toplinske bilance. Jednadžba površinske toplinske ravnoteže pokazuje kako se ulazna energija sunčevog zračenja pretvara na zemljinu površinu:

gdje je R ravnoteža zračenja; LE - utrošak topline za isparavanje (L - latentna toplina isparavanja, E - isparavanje);
P - turbulentna izmjena topline između površine i atmosfere;
A - izmjena topline između površinskih i donjih slojeva tla ili vode.
Bilanca zračenja površine smatra se pozitivnom ako zračenje koje apsorbira površina premašuje gubitke topline, a negativnom ako ih ne nadoknađuje. Svi ostali članovi toplinske bilance smatraju se pozitivnima ako uzrokuju gubitak topline po površini (ako odgovaraju potrošnji topline). Jer. svi članovi jednadžbe mogu se mijenjati, ravnoteža topline stalno se remeti i ponovno uspostavlja.
Gore razmatrana jednadžba toplinske bilance površine je približna, jer ne uzima u obzir neke sekundarne, ali pod određenim uvjetima, čimbenike koji postaju važni, na primjer, oslobađanje topline tijekom smrzavanja, njegova potrošnja za odmrzavanje itd. .
Toplinska bilanca atmosfere sastoji se od bilance zračenja atmosfere Ra, topline koja dolazi s površine, Pa, topline koja se oslobađa u atmosferu kondenzacijom, LE, i horizontalnog prijenosa topline (advekcije) Aa. Bilanca zračenja atmosfere uvijek je negativna. Dotok topline kao rezultat kondenzacije vlage i veličina turbulentnog prijenosa topline su pozitivni. Advekcija topline dovodi, u prosjeku godišnje, do njenog prijenosa s niskih na visoke geografske širine: dakle, to znači potrošnju topline na niskim geografskim širinama i dolazak na visoke geografske širine. U višegodišnjem izvodu toplinska bilanca atmosfere može se izraziti jednadžbom Ra=Pa+LE.
Toplinska bilanca površine i atmosfere zajedno u cjelini jednaka je 0 u višegodišnjem prosjeku (sl. 35).

Količina sunčevog zračenja koja godišnje ulazi u atmosferu (250 kcal/cm2) uzima se kao 100%. Sunčevo zračenje, prodirući u atmosferu, djelomično se reflektira od oblaka i vraća se izvan atmosfere - 38%, djelomično ga apsorbira atmosfera - 14%, a djelomično u obliku izravnog sunčevog zračenja dopire do površine Zemlje - 48%. Od 48% koliko dospije na površinu, ona apsorbira 44%, a reflektira se 4%. Dakle, Zemljin albedo iznosi 42% (38+4).
Zračenje koje apsorbira zemljina površina troši se na sljedeći način: 20% se gubi efektivnim zračenjem, 18% se troši na isparavanje s površine, 6% se troši na zagrijavanje zraka tijekom turbulentnog prijenosa topline (ukupno 24%). Gubitak topline s površine uravnotežuje njezin dolazak. Toplina koju atmosfera prima (14% izravno od Sunca, 24% od Zemljine površine), zajedno s efektivnim zračenjem Zemlje, usmjerava se u svjetski prostor. Zemljin albedo (42%) i radijacija (58%) uravnotežuju dotok sunčevog zračenja u atmosferu.

kratkovalno zračenje sunca

Ultraljubičasto i X-zrake uglavnom dolaze iz gornjih slojeva kromosfere i korone. To je utvrđeno lansiranjem raketa s instrumentima za vrijeme pomrčine Sunca. Vrlo vruća sunčeva atmosfera uvijek emitira nevidljivo kratkovalno zračenje, ali ono je posebno snažno u godinama maksimalne sunčeve aktivnosti. U to vrijeme ultraljubičasto zračenje raste oko dva puta, a rendgensko zračenje desetke i stotine puta u odnosu na zračenje u godinama minimuma. Intenzitet kratkovalnog zračenja varira iz dana u dan, naglo se povećava kada se pojave baklje.

Ultraljubičasto i rendgensko zračenje djelomično ioniziraju slojeve zemljine atmosfere, tvoreći ionosferu na visinama od 200-500 km od površine Zemlje. Ionosfera ima važnu ulogu u provedbi radiokomunikacija velikog dometa: radiovalovi koji dolaze iz radio odašiljača, prije nego što dođu do prijemne antene, opetovano se reflektiraju od ionosfere i površine Zemlje. Stanje ionosfere varira ovisno o uvjetima njenog osvjetljenja Suncem i o pojavama koje se na njoj događaju. Stoga, kako bi se osigurala stabilna radio komunikacija, potrebno je uzeti u obzir doba dana, godišnje doba i stanje sunčeve aktivnosti. Nakon najsnažnijih Sunčevih baklji, povećava se broj ioniziranih atoma u ionosferi i radiovalovi su djelomično ili potpuno apsorbirani. To dovodi do pogoršanja, pa čak i do privremenog prekida radijske komunikacije.

Znanstvenici posebnu pozornost posvećuju proučavanju ozonskog omotača u zemljinoj atmosferi. Ozon nastaje kao rezultat fotokemijskih reakcija (apsorpcije svjetlosti od strane molekula kisika) u stratosferi, gdje se i koncentrira. Ukupno se u zemljinoj atmosferi nalazi otprilike 3 10 9 tona ozona. To je vrlo malo: debljina čistog ozonskog omotača u blizini površine Zemlje ne bi premašila 3 mm! No uloga ozonskog omotača, koji se proteže na visini od nekoliko desetaka kilometara iznad Zemljine površine, iznimno je velika, jer štiti sva živa bića od djelovanja opasnog kratkovalnog (i prije svega ultraljubičastog) zračenja. od sunca. Sadržaj ozona nije konstantan na različitim geografskim širinama iu različita doba godine. Može se smanjiti (ponekad vrlo značajno) kao rezultat različitih procesa. Tome mogu pridonijeti, primjerice, emisije velikih količina tvari koje sadrže klor koje oštećuju ozonski omotač industrijskog podrijetla ili emisije aerosola u atmosferu, kao i emisije koje prate vulkanske erupcije. Područja naglog smanjenja razine ozona ("ozonske rupe") pronađena su u različitim regijama našeg planeta, ne samo nad Antarktikom i nizom drugih područja južne Zemljine hemisfere, već i nad sjevernom hemisferom. Godine 1992. počela su se pojavljivati ​​alarmantna izvješća o privremenom smanjenju ozonskog omotača iznad sjeverne europske Rusije i smanjenju ozona iznad Moskve i St. Petersburga. Znanstvenici, shvaćajući globalnu prirodu problema, organiziraju istraživanja okoliša na globalnoj razini, uključujući prvenstveno globalni sustav kontinuiranog praćenja stanja ozonskog omotača. Razvijeni su i potpisani međunarodni sporazumi za zaštitu ozonskog omotača i ograničavanje proizvodnje tvari koje oštećuju ozonski omotač.

Sunčeva radio emisija

Sustavno proučavanje radijskog zračenja Sunca počelo je tek nakon Drugog svjetskog rata, kada je otkriveno da je Sunce snažan izvor radio zračenja. U međuplanetarni prostor prodiru radio valovi, koje emitiraju kromosfera (centimetarski valovi) i korona (decimetarski i metarski valovi). Ova radio emisija dopire do Zemlje. Radioemisija Sunca ima dvije komponente - stalnu, gotovo nepromijenjenog intenziteta, i promjenjivu (rafali, "bučne oluje").

Radioemisija tihog Sunca objašnjava se činjenicom da vruća sunčeva plazma uvijek emitira radio valove zajedno s elektromagnetskim oscilacijama drugih valnih duljina (termalna radioemisija). Tijekom velikih baklji, radioemisija Sunca se povećava tisućama, pa čak i milijunima puta u usporedbi s radio emisijom tihog Sunca. Ova radio emisija, generirana brzim nestacionarnim procesima, nema toplinsku prirodu.

Korpuskularno zračenje Sunca

Brojni geofizički fenomeni (magnetske oluje, tj. kratkotrajne promjene Zemljinog magnetskog polja, aurore i sl.) također su povezani sa Sunčevom aktivnošću. Ali ti se fenomeni događaju dan nakon sunčevih baklji. Oni nisu uzrokovani elektromagnetskim zračenjem koje do Zemlje stiže za 8,3 minute, već korpuskulama (protoni i elektroni koji tvore razrijeđenu plazmu), koje prodiru u svemir blizu Zemlje sa zakašnjenjem (za 1-2 dana), jer se kreću brzinama od 400 - 1000 km/c.

Sunce emitira korpuskule čak i kada na njemu nema bljeskova i pjega. Sunčeva korona je izvor stalnog istjecanja plazme (solarnog vjetra) koji se događa u svim smjerovima. Sunčev vjetar, stvoren koronom koja se neprestano širi, obavija planete koji se kreću blizu Sunca i . Baklje su popraćene "naletima" solarnog vjetra. Pokusi na međuplanetarnim postajama i umjetnim Zemljinim satelitima omogućili su izravno detektiranje sunčevog vjetra u međuplanetarnom prostoru. Tijekom baklji i tijekom mirnog protoka Sunčevog vjetra, ne samo korpuskule, već i magnetsko polje povezano s plazmom koja se kreće prodiru u međuplanetarni prostor.

Intenzitet sunčeve svjetlosti koja dopire do Zemlje ovisi o dobu dana, godini, lokaciji i vremenskim uvjetima. Ukupna količina energije izračunata po danu ili godini naziva se iradijacija (ili na drugi način "dolazak sunčevog zračenja") i pokazuje koliko je sunčevo zračenje bilo jako. Zračenje se mjeri u W*h/m² po danu ili drugom razdoblju.

Intenzitet sunčevog zračenja u slobodnom prostoru na udaljenosti koja je jednaka prosječnoj udaljenosti između Zemlje i Sunca naziva se solarna konstanta. Njegova vrijednost je 1353 W / m². Pri prolasku kroz atmosferu sunčeva svjetlost prigušuje se uglavnom zbog apsorpcije infracrvenog zračenja vodenom parom, ultraljubičastog zračenja ozonom i raspršivanjem zračenja česticama atmosferske prašine i aerosolima. Pokazatelj utjecaja atmosfere na intenzitet sunčevog zračenja koje dopire do površine zemlje naziva se "zračna masa" (AM). AM se definira kao sekans kuta između Sunca i zenita.

Slika 1. prikazuje spektralnu distribuciju intenziteta sunčevog zračenja u različitim uvjetima. Gornja krivulja (AM0) odgovara sunčevom spektru izvan Zemljine atmosfere (na primjer, u svemirskoj letjelici), tj. pri nultoj zračnoj masi. Ona je aproksimirana distribucijom intenziteta zračenja crnog tijela na temperaturi od 5800 K. Krivulje AM1 i AM2 ilustriraju spektralnu distribuciju sunčevog zračenja na površini Zemlje kada je Sunce u zenitu i pod kutom između Sunca i zenita. od 60°, odnosno. U ovom slučaju, ukupna snaga zračenja je oko 925 odnosno 691 W / m². Prosječni intenzitet zračenja na Zemlji približno se podudara s intenzitetom zračenja pri AM=1,5 (Sunce je pod kutom od 45° prema horizontu).

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

Kako bismo pojednostavili izračun sunčeve energije, ona se obično izražava u satima sijanja sunca s intenzitetom od 1000 W/m². Oni. 1 sat odgovara dolasku sunčevog zračenja od 1000 W*h/m². To otprilike odgovara razdoblju kada sunce ljeti sija usred sunčanog dana bez oblaka na površini okomitoj na sunčeve zrake.

Primjer
Jarko sunce sija intenzitetom od 1000 W/m² na površinu okomitu na sunčeve zrake. Za 1 sat na 1 m² otpada 1 kWh energije (energija je jednaka umnošku snage i vremena). Slično tome, prosječni solarni unos od 5 kWh/m² dnevno odgovara 5 vršnih sunčanih sati dnevno. Ne brkajte vršne sate sa stvarnim dnevnim satima. Tijekom dana sunce sija različitim intenzitetom, ali ukupno daje jednaku količinu energije kao da je 5 sati sjalo maksimalnim intenzitetom. Upravo se vršni sunčani sati koriste u izračunima solarnih elektrana.

Dolazak sunčevog zračenja varira tijekom dana i od mjesta do mjesta, posebno u planinskim područjima. Zračenje u prosjeku varira od 1000 kWh/m² godišnje za zemlje sjeverne Europe, do 2000-2500 kWh/m² godišnje za pustinje. Vremenski uvjeti i deklinacija sunca (koja ovisi o geografskoj širini područja) također dovodi do razlika u dolasku sunčevog zračenja.

U Rusiji, suprotno uvriježenom mišljenju, postoji mnogo mjesta gdje je isplativo pretvoriti sunčevu energiju u električnu. Ispod je karta izvora solarne energije u Rusiji. Kao što vidite, u većini Rusije može se uspješno koristiti u sezonskom načinu rada, au područjima s više od 2000 sunčanih sati godišnje - tijekom cijele godine. Naravno, zimi je proizvodnja energije pomoću solarnih panela značajno smanjena, ali ipak cijena električne energije iz solarne elektrane ostaje znatno niža nego iz dizelskog ili benzinskog generatora.

Posebno je korisno koristiti tamo gdje nema centraliziranih električnih mreža, a opskrbu energijom osiguravaju dizel generatori. A takvih regija u Rusiji ima puno.

Štoviše, čak i tamo gdje postoje mreže, korištenje solarnih panela koji rade paralelno s mrežom može značajno smanjiti troškove energije. Uz trenutni trend povećanja tarifa ruskih prirodnih energetskih monopola, postavljanje solarnih panela postaje pametno ulaganje.