тЕЫЕОЙС

10.1 йОФЕТЕУОЩК ЧПРТПУ, РТБЧДБ? лБЛ ЬФП ОЙ УФТБООП, ОЙ Ч ПДОПН ЙЪЧЕУФОПН ОБН ТХЛПЧПДУФЧЕ РП БУФТПЖЙЪЙЛЕ ОЙ УБНПЗП ЧПРТПУБ, ОЙ РТСНПЗП ПФЧЕФБ ОБ ОЕЗП ОЕ ОБКФЙ.

нПЦОП УЮЙФБФШ, ЮФП ДМС ЗБЪБ УПМОЕЮОПК БФНПУЖЕТЩ ЧЩРПМОСЕФУС ЪБЛПО лЙТИЗПЖБ: ПФОПЫЕОЙЕ ЙЪМХЮБФЕМШОПК УРПУПВОПУФЙ ЗБЪБ Л ЕЗП РПЗМПЭБФЕМШОПК УРПУПВОПУФЙ ТБЧОП ЖХОЛГЙЙ рМБОЛБ , ФБЛ ЮФП

пФУАДБ ОЕРПУТЕДУФЧЕООП УМЕДХЕФ, ЮФП ФПФ БЗЕОФ, ЛПФПТЩК УЙМШОЕЕ ЧУЕЗП РПЗМПЭБЕФ, ПДОПЧТЕНЕООП Й УЙМШОЕЕ ЧУЕЗП ЙЪМХЮБЕФ. ч УПМОЕЮОПК БФНПУЖЕТЕ ЖПФПОЩ ЧЙДЙНПК ЮБУФЙ УРЕЛФТБ УЙМШОЕЕ ЧУЕЗП РПЗМПЭБАФУС ПФТЙГБФЕМШОЩНЙ ЙПОБНЙ ЧПДПТПДБ, ЧЩЪЩЧБС ЙИ «ЖПФПЙПОЙЪБГЙА», ФПЮОЕЕ, «ЖПФПОЕКФТБМЙЪБГЙА», Ф.Е. ПФТЩЧБС ПФ ПФТЙГБФЕМШОПЗП ЙПОБ ЧФПТПК ЬМЕЛФТПО Й ФЕН УБНЩН РТЕЧТБЭБС ЕЗП Ч ПВЩЮОЩК БФПН ЧПДПТПДБ. рТЙ ПВТБФОПН РТПГЕУУЕ, Ф.Е. РТЙ РТЙУПЕДЙОЕОЙЙ ЧФПТПЗП ЬМЕЛФТПОБ Л ОЕКФТБМШОПНХ БФПНХ ЧПДПТПДБ, Й ТПЦДБАФУС ЖПФПОЩ ДОЕЧОПЗП УЧЕФБ. дПОПТБНЙ ЬМЕЛФТПОПЧ, ХЮБУФЧХАЭЙИ Ч ЬФПН РТПГЕУУЕ, УМХЦБФ БФПНЩ РТЙУХФУФЧХАЭЙИ Ч УПМОЕЮОПК БФНПУЖЕТЕ Ч ЧЙДЕ НБМЩИ РТЙНЕУЕК «НЕФБММПЧ». уБНЙ ПОЙ РТЙ ЬФПН, ЕУФЕУФЧЕООП, РТЕЧТБЭБАФУС Ч РПМПЦЙФЕМШОЩЕ ЙПОЩ. жПФПОЩ, ЙЪМХЮБЕНЩЕ РТЙ ПВТБЪПЧБОЙЙ ПФТЙГБФЕМШОЩИ ЙПОПЧ ЧПДПТПДБ, РТЙОБДМЕЦБФ ОЕРТЕТЩЧОПНХ УРЕЛФТХ, ФБЛ ЛБЛ ЪБИЧБФ РТПЙУИПДЙФ ОБ ЕДЙОУФЧЕООЩК ЙНЕАЭЙКУС Х ПФТЙГБФЕМШОПЗП ЙПОБ УЧСЪБООЩК ХТПЧЕОШ (ЬОЕТЗЙС УЧСЪЙ 0.75 Ьч), Б ЛЙОЕФЙЮЕУЛЙЕ ЬОЕТЗЙЙ ЪБИЧБФЩЧБЕНЩИ УЧПВПДОЩИ ЬМЕЛФТПОПЧ НПЗХФ ВЩФШ ТБЪОЩНЙ.

уПЗМБУЙФЕУШ, ЮФП ПРЙУБООЩК ФПМШЛП ЮФП НЕИБОЙЪН, ЛПФПТПНХ ПВСЪБО УЧПЙН ТПЦДЕОЙЕН ПВЩЮОЩК ДОЕЧОПК УЧЕФ, ДПЧПМШОП-ФБЛЙ ЬЛЪПФЙЮЕО. оЕХДЙЧЙФЕМШОП, ЮФП РПОСМЙ ЬФП ДБМЕЛП ОЕ УТБЪХ. хЦЕ ВЩМП ХУФБОПЧМЕОП, ЛБЛЙЕ ФЕТНПСДЕТОЩЕ ТЕБЛГЙЙ ПВЕУРЕЮЙЧБАФ ЪЧЕЪДЩ ЬОЕТЗЙЕК — Б ФБКОБ РТПЙУИПЦДЕОЙС ДОЕЧОПЗП УЧЕФБ ЧУЕ ЕЭЕ ПУФБЧБМБУШ ОЕТБУЛТЩФПК.

10.2 рП ЪБЛПОХ уФЕЖБОБ-вПМШГНБОБ РПФПЛ ЙЪМХЮЕОЙС У РПЧЕТИОПУФЙ БВУПМАФОП ЮЕТОПЗП ФЕМБ РТПРПТГЙПОБМЕО ЮЕФЧЕТФПК УФЕРЕОЙ ФЕНРЕТБФХТЩ. тБУРТЕДЕМЕОЙЕ ЬОЕТЗЙЙ Ч УРЕЛФТБИ уПМОГБ Й УПМОЕЮОПЗП РСФОБ ВМЙЪЛП Л ЮЕТОПФЕМШОПНХ. рПЬФПНХ ЙУЛПНПЕ ПФОПЫЕОЙЕ РПФПЛПЧ ЕУФШ

ЗДЕ ЙУРПМШЪПЧБОП ЪОБЮЕОЙЕ ФЕНРЕТБФХТЩ ФЕОЙ РСФОБ K Й УФБОДБТФОПЕ ЪОБЮЕОЙЕ ЬЖЖЕЛФЙЧОПК ФЕНРЕТБФХТЩ (ЖПФПУЖЕТЩ) уПМОГБ K. фБЛЙН ПВТБЪПН, РСФОБ МЙЫШ ОБ РПТСДПЛ НЕОЕЕ СТЛЙ, ЮЕН ПЛТХЦБАЭБС ЖПФПУЖЕТБ, Й ПОЙ ЛБЦХФУС ЮЕТОЩНЙ МЙЫШ РП ЛПОФТБУФХ У ОЕК. ъБЛТЩФЩК ЗЙЗБОФУЛЙН РСФОПН ДЙУЛ уПМОГБ ПУФБМУС ВЩ ПУМЕРЙФЕМШОП СТЛЙН!

ч РТЙЧЕДЕООПН ТЕЫЕОЙЙ ЕУФШ УХЭЕУФЧЕООБС ОЕФПЮОПУФШ. нЩ ОБЫМЙ ПФОПЫЕОЙЕ ЙОФЕЗТБМШОЩИ РПФПЛПЧ ЙЪМХЮЕОЙС. оП НБЛУЙНХН Ч УРЕЛФТЕ уПМОГБ, ЪБЛТЩФПЗП РСФОПН, УНЕУФЙФУС ЙЪ ЧЙДЙНПК Ч ЙОЖТБЛТБУОХА ПВМБУФШ, Й РПФПЛЙ ЙЪМХЮЕОЙС РСФОБ Й УРПЛПКОПК ЖПФПУЖЕТЩ Ч ЧЙДЙНПК ПВМБУФЙ ВХДХФ ТБЪМЙЮБФШУС ВПМШЫЕ, ЮЕН Ч 8 ТБЪ. (нЩ ХЦЕ УФБМЛЙЧБМЙУШ У РПДПВОЩН ЬЖЖЕЛФПН, ОБРТЙНЕТ, Ч ЪБДБЮЕ .)

чПФ ВПМЕЕ БЛЛХТБФОПЕ ТЕЫЕОЙЕ. нБЛУЙНХН ЮХЧУФЧЙФЕМШОПУФЙ ЗМБЪБ ( ) РТБЛФЙЮЕУЛЙ УПЧРБДБЕФ У НБЛУЙНХНПН Ч ТБУРТЕДЕМЕОЙЙ ЬОЕТЗЙЙ Ч УРЕЛФТЕ уПМОГБ, Б ДМС ОЕЗП (УН. ЪБДБЮХ ; ТБУРТЕДЕМЕОЙЕ ЬОЕТЗЙЙ Ч УРЕЛФТЕ НЩ УЮЙФБЕН ЮЕТОПФЕМШОЩН Й РПМШЪХЕНУС РТЙВМЙЦЕОЙЕН чЙОБ). рПЬФПНХ, ХЮЙФЩЧБС, ЮФП , НЩ ЙНЕЕН

йФБЛ, Ч ПВМБУФЙ НБЛУЙНХНБ ЮХЧУФЧЙФЕМШОПУФЙ ЗМБЪБ, Ф.Е. Ч РПМПУЕ V , ВМЕУЛ уПМОГБ ХНЕОШЫЙФУС ОБ . еЗП ЧЙДЙНБС ЪЧЕЪДОБС ЧЕМЙЮЙОБ ПЛБЦЕФУС РТЙНЕТОП ОБ НЕОШЫЕ, ЮЕН Х мХОЩ Ч РПМОПМХОЙЕ, ФБЛ ЮФП ПУЧЕЭЕООПУФШ ЧУЕ ЕЭЕ ПУФБОЕФУС Ч ТБЪ ЧЩЫЕ, ЮЕН Ч МХООХА ОПЮШ. зМБЧОПЕ, ОБ ЮФП ЧЩ УТБЪХ ЦЕ ПВТБФЙМЙ ВЩ ЧОЙНБОЙЕ, ЬФП ЧПЧУЕ ОЕ ФП, ЮФП ОБ ХМЙГЕ УФБМП ВЩ ФЕНОП, — ЬФПЗП ОЕ РТПЙЪПКДЕФ, — Б ФП, ЮФП уПМОГЕ УФБМП ВЩ ЛТПЧБЧП-ЛТБУОЩН.

10.3 дПУФБФПЮОП РПЛБЪБФШ, ЮФП УТЕДОСС ФЕРМПЧБС УЛПТПУФШ ЬМЕЛФТПОПЧ Ч ЛПТПОЕ РТЕЧЩЫБЕФ ЧФПТХА ЛПУНЙЮЕУЛХА УЛПТПУФШ ДМС уПМОГБ. дЕКУФЧЙФЕМШОП, РТЙ ФЕНРЕТБФХТЕ УПМОЕЮОПК ЛПТПОЩ K ФЕРМПЧБС УЛПТПУФШ ЬМЕЛФТПОПЧ ТБЧОБ

ъДЕУШ З — НБУУБ ЬМЕЛФТПОБ. чФПТБС ЦЕ ЛПУНЙЮЕУЛБС УЛПТПУФШ ДМС уПМОГБ ТБЧОБ

фБЛ ЮФП ЦЕ, ЕУМЙ ОЕ ЗТБЧЙФБГЙС, ЧУЕ ЦЕ ХДЕТЦЙЧБЕФ ЬМЕЛФТПОЩ Ч ЛПТПОЕ? ьФП ЛХМПОПЧБ УЙМБ РТЙФСЦЕОЙС Л РТПФПОБН, РТЕРСФУФЧХАЭБС РПСЧМЕОЙА ПВЯЕНОЩИ ЪБТСДПЧ. рТПФПОЩ ЦЕ ЗПТБЪДП ФСЦЕМЕЕ ЬМЕЛФТПОПЧ, Й ПОЙ ХДЕТЦЙЧБАФУС ЗТБЧЙФБГЙЕК.

10.4 нПЦОП РТЕДУФБЧЙФШ УЕВЕ, ЮФП Ч УПМОЕЮОПК ЛПТПОЕ ЕУФШ НЙЛТПУЛПРЙЮЕУЛЙЕ ЪЕТЛБМБ-ЬМЕЛФТПОЩ, РМПЭБДШ ЛБЦДПЗП ЙЪ ЛПФПТЩИ ТБЧОБ УН 2 (ФБЛ ОБЪЩЧБЕНПЕ ФПНУПОПЧУЛПЕ УЕЮЕОЙЕ ТБУУЕСОЙС). фПЗДБ РПМОПЕ ЮЙУМП ЬМЕЛФТПОПЧ Ч ЛПТПОЕ НПЦОП ПГЕОЙФШ ЙЪ ХУМПЧЙС , ЗДЕ — РМПЭБДШ РПЧЕТИОПУФЙ уПМОГБ. рТЕДРПМПЦЙН, ЮФП ЛПТПОБ УПУФПЙФ ЙЪ ЮЙУФПЗП ЧПДПТПДБ, ЛПФПТЩК ЙЪ-ЪБ ЕЕ ЧЩУПЛПК ФЕНРЕТБФХТЩ K) РПМОПУФША ЙПОЙЪПЧБО. фПЗДБ РПМХЮБЕН УМЕДХАЭХА ПГЕОЛХ НБУУЩ ЛПТПОЩ:

рП МАВЩН БУФТПОПНЙЮЕУЛЙН НЕТЛБН ЬФП ОЙЮФПЦОБС НБУУБ. пОБ ОБ ЮЕФЩТЕ У МЙЫОЙН РПТСДЛБ НЕОШЫЕ НБУУЩ ЪЕНОПК БФНПУЖЕТЩ (УН. ЪБДБЮХ ).

10.5 уЛПТПУФШ РТПФПОПЧ ПГЕОЙН, РПДЕМЙЧ ТБУУФПСОЙЕ, РТПКДЕООПЕ ЙНЙ (1 Б.Е.), ОБ ЧТЕНС, РТПЧЕДЕООПЕ Ч РХФЙ ( ):

фБЛПК УЛПТПУФЙ УППФЧЕФУФЧХЕФ ЛЙОЕФЙЮЕУЛБС ЬОЕТЗЙС РТПФПОПЧ ЬТЗ, ЙМЙ РПТСДЛБ 10 ЛЬч.

рПОСФОП, ЮФП ВМЙЪ РПЧЕТИОПУФЙ уПМОГБ ЬОЕТЗЙС ЮБУФЙГ ВЩМБ ВПМШЫЕ Й ДЧЙЗБМЙУШ ПОЙ ВЩУФТЕЕ, ФБЛ ЛБЛ ЮБУФШ УЧПЕК ЛЙОЕФЙЮЕУЛПК ЬОЕТЗЙЙ ЮБУФЙГЩ ДПМЦОЩ ВЩМЙ ЪБФТБФЙФШ ОБ ПФТЩЧ ПФ уПМОГБ, Ф.Е. ОБ ЧЩИПД ЙЪ ЕЗП ЗТБЧЙФБГЙПООПК РПФЕОГЙБМШОПК СНЩ. рПЮЕНХ ЬФП НПЦОП ВЩМП ОЕ ХЮЙФЩЧБФШ?

Источник

Солнце и солнечная постоянная

Солнце можно разделить на внутреннюю часть и атмосферу. Температура внутренней части превышает 5 ∙10 6 . Здесь возника­ют термоядерные реакции перехода водорода в гелий. Энергия этих реакций распространяется из недр Солнца путем поглощения и пе­реизлучения световых квантов вышележащими слоями. В верхнем слое (толщиной около 100 000 км) этой части, называемом конвек­тивной зоной, перенос энергии осуществляется также путем кон­векции (скорость подъема горячих масс газа и опускания холодных масс -1- 2м/с).

Атмосфера Солнца состоит из трех слоев. Самый нижний слой толщиной 100—300 км носит название фотосферы. Она представля­ет собой сильно ионизированный газ с температурой 5000—6000 К и давлением на верхней границе около 100 гПа. Фотосфера излучает практически всю энергию, поступающую на Землю от Солнца. Выше фотосферы расположена хромосфера, простирающаяся до вы­соты 10 000—15 000 км, и солнечная корона, представляющая со­бой почти полностью ионизированный газ — плазму (с числом час­тиц в 1 см 3 около 3 ∙10 7 у основания короны и около 200 вблизи ор­биты Земли).

Температура Солнца понижается с увеличением расстояния от центра его лишь до верхней границы фотосферы. В хромосфере тем­пература возрастает с увеличением высоты, сначала медленно (до десятков тысяч Кельвинов), а затем быстро, и достигает миллиона Кельвинов на границе между хромосферой и солнечной короной.

Повышение температуры в хромосфере и короне принято объяс­нять рассеянием энергии звуковых и других волн, которые возника­ют в конвективной зоне.

Скорость истечения плазмы вблизи Солнца относительно мала (порядка десятков километров в секунду), затем она возрастает и вблизи орбиты Земли достигает нескольких сотен километров в се­кунду. Поток заряженных частиц — корпускул, летящих от Солнца во всех направлениях, получил название солнечного ветра.

Солнечная атмосфера, и в частности фотосфера, весьма неодно­родна и неспокойна. В ней наблюдаются факелы, флоккулы, хромосферные вспышки и другие процессы, являющиеся источниками корпускулярных потоков, более сильных, чем солнечный ветер. Особенно резко возрастает корпускулярное и электромагнитное из­лучение Солнца при хромосферных вспышках продолжительностью от нескольких минут до нескольких часов. Плотность вещества в местах вспышки значительно больше, чем в окружающих областях хромосферы, а скорость движения корпускул достигает 1000 км/с. При определенной ориентации такой поток корпускул через 1—2 сут достигает Земли и вызывает магнитные бури, полярные си­яния и другие геофизические явления. Во время вспышки сильно возрастает интенсивность рентгеновского и радиоволнового излуче­ния, а также излучения в некоторых участках ультрафиолетовой и видимой областей спектра.

В фотосфере возникают относительно холодные образования (с температурой около 4600 К) неправильной формы с очень сильны­ми магнитными полями, получившими название солнечных пятен. Они обычно появляются группами в широтных зонах 35—5° по обе стороны от солнечного экватора и существуют от нескольких часов до нескольких месяцев.

Весь комплекс кратко описанных нестационарных явлений в солнечной атмосфере называют солнечной активностью. Для ее ко­личественной характеристики используются различные индексы. Наиболее распространенный среди них — число Вольфа W, пропор­циональное сумме общего числа пятен f удесятеренного числа их групп g:

где k — эмпирический коэффициент.

Число Вольфа обнаруживает колебания во времени со средним периодом около 11 лет (при изменении отдельных периодов от 7 до 17 лет). Такие колебания свойственны и другим проявлениям сол­нечной активности и обусловленным ею геофизическим явлениям. Число Вольфа во время минимума солнечной активности изменяет­ся от 0 до 11, а во время максимума — от 40 до 240. В течение 11-летнего цикла меняется не только число солнечных пятен, но и положение зоны их образования. Кроме колебания с периодом око­ло 11 лет, наблюдения позволили выявить ряд колебаний солнечной активности с другими периодами (27 сут, 22 года, 80—90 лет).

Важнейшее значение имеет проблема выяснения связи солнеч­ной активности с процессами и явлениями в земной атмосфере — так называемая проблема солнечно-земных связей. По этой пробле­ме за последние десятилетия выполнено много исследований. Одна­ко в целом она еще не решена. В частности, остается неясным меха­низм связи с солнечной активностью погодообразующих процессов, наблюдаемых в тропосфере и стратосфере.

Весь спектр излучения Солнца принято делить на ряд областей (в скобках указаны граничные длины волн λ):

1) гамма-излучение (λ -5 мкм);

2) рентгеновское излучение (10 -5 мкм -2 мкм);

3) ультрафиолетовая радиация (0,01 мкм

радиоволновое излучение (λ > 0,3 см).

Выделяют также ближний ультрафиолетовый (0,29—0,39 мкм) и ближний инфракрасный (0,76—2,4 мкм) участки спектра.

Большая часть(свыше 95 %) излучения Солнца приходится на область так называемого оптического окна (0,29—2,4 мкм), включа­ющего видимый, ближние ультрафиолетовый и инфракрасный уча­стки спектра. Эта область носит название оптического окна по той причине, что именно здесь земная атмосфера наиболее прозрачна для солнечного излучения (пропускает около 80 %), в то время как излучение в дальних ультрафиолетовой и инфракрасной областях (на которые приходится около 1 и 3,6 %) полностью или почти пол­ностью поглощается атмосферой. Отметим попутно, что, помимо волн оптического диапазона атмосфера прозрачна также для радио­волнового излучения в интервале длин волн 1—20 см.

Излучательная способность Солнца близка к излучательной спо­собности абсолютно черного тела с температурой около 5800 К. В табл. 5.1 и на рис. 5.3 приведено распределение по длинам волн сол­нечной радиации на верхней границе земной атмосферы. Однако из­лучение Солнца близко к излучению абсолютно черного тела только в видимой и ближних инфракрасной и ультрафиолетовой областях спектра. В интервале 0,29—0,21 мкм излучение Солнца убывает с длиной волны быстрее, чем у черного тела. Однако далее оно убыва­ет медленнее, и уже вблизи λ≈ 0,1 мкм Солнце излучает в 2—3 раза больше энергии, чем черное тело.

При λ * _λ0 сол.радиации на верх­ней границе атмосферы (при I * ₀= 1,353 кВт/м2) и доля (D_λ) потока солнечной радиации во всем интервале длин волн короче λ

Рис. 5.3. Спектральная плотность I * _λ0 потока солнечной радиации на верхней границе

атмосферы. I-по данным Такаекары и Драммонда (1970), 2 — по данным Джонсона (1954).

Интенсивность излучения Солнца в области очень коротких волн (особенно интенсивность рентгеновского излучения) подвержена резким колебаниям во времени — в десятки и сотни раз в 11-летнем цикле солнечной активности. Эти колебания, несмотря на малую энергию, оказывают определенное влияние на процессы, протекаю­щие в самых верхних слоях земной атмосферы. Однако вклад рент­геновского излучения, равно как и радиоволнового, которое подвер­жено еще более значительным колебаниям, в общий поток солнеч­ной радиации ничтожно мал. По этой причине даже резкие колеба­ния этих излучений практически не сказываются на интегральном потоке солнечной радиации, для которого характерно постоянство во времени.

Считая Солнце по своим характеристикам близким к абсолютно черному телу, можно оценить температуру Солнца. При этом раз­ные методы дают несколько различные результаты. Максимум излучательной способности Солнца приходится на видимый участокспектра, на длину волны λ_т =0,4738мкм. На основании закона Вина получаем так называемую цветовую температуру Солнца: Т_с = 6116 К

Второй метод определения температуры Солнца основан на фор­муле (5.1.17) для потока излучения и на понятии солнечной посто­янной. Количество солнечной радиации, поступающее в единицу времени на единичную поверхность на верхней границе земной ат­мосферы, перпендикулярную солнечным лучам, при среднем рас­стоянии Земли от Солнца, называется солнечной постоянной. Обо­значим солнечную постоянную через I * ₀ значение солнечной постоянной вследствие тех больших трудностей, которые возника­ют при ее определении, не установлено до настоящего времени.

Широкие возможности для определения I*₀оявились в послед­ние десятилетия на основе наблюдений потока солнечной радиации с помощью ИСЗ. Согласно новейшим данным актинометрических измерений на спутниках, наиболее вероятное значение солнечной постоянной заключено в интервале 1,368 — 1,377 кВт/м 2 (макси­мальный разброс составляет 1,322 — 1,428 кВт/м 2 при отсутствии какой-либо регулярности изменения во времени — отсюда и термин „солнечная постоянная»).

Международная комиссия по радиации рекомендовала принять в качестве стандартного значения солнечной постоянной (по Меж­дународной пиргелиометрической шкале 1956 г.)

К. Я. Кондратьев и Г. А. Никольский на основе данных измере­ний на аэростатах, поднимавшихся до высоты около 30 км, получили (путем экстраполяции аэростатных данных за пределы атмосфе­ры) для I*0 6 кВт/м2. Не исключено, что солнечная по­стоянная испытывает некоторые изменения во времени под влияни­ем колебаний активности Солнца. По К. Я. Кондратьеву и Г. А. Ни­кольскому, наибольшее значение /0 наблюдается при W = 90. 100. При значениях числа Вольфа вне этого интервала солнечная посто­янная уменьшается, при этом максимальное отклонение достигает 2 %.

Наряду с понятием солнечной постоянной, включающей энер­гию всех длин волн (ее называют также астрономической солнечной постоянной), некоторые авторы (Дж. Джордж, С. И. Сивков) пред­ложили ввести понятие метеорологической солнечной постоянной. Последняя представляет собой поток солнечной радиации на верх­ней границе атмосферы в спектральном интервале 0,346—2,4 мкм. Из спектра солнечной радиации исключается, таким образом, та часть излучения, которая никогда не достигает тропосферы и не оказывает влияния на ее тепловой режим. Метеорологическая сол­нечная постоянная равна по Джорджу 1,26 кВт/м 2 , по Сивкову 1,25 кВт/м 2 .

Если известно значение солнечной постоянной, то можно под­считать поток излучения Солнца B_с. Обозначим через г₀ среднее расстояние Земли от Солнца (г₀= 149,5 млн. км), через а радиус Солнца (а = 696,6 тыс. км).

Каждый квадратный метр сферы радиусом г₀ получает за 1 с энергию I*₀; количество энергии, получаемое всей сферой радиусом Го, равно количеству энергии, излучаемой Солнцем

Зная поток B_с и приравнивая его σТ_с 4 , находим температуру фо­тосферы Солнца: T_с = 5805 К. Температура Солнца, определенная по значениям I * ₀и B_с, носит название эффективной или радиаци­онной температуры. При практических расчетах температуру Солнца полагают равной 6000 К.

Количество энергии, излучаемое Солнцем, распределяется меж­ду различными участками спектра следующим образом: ультрафио­летовая область (λ 0,76 мкм) — 44 %.

Из изложенного выше следует, что Солнце излучает энергию в широком диапазоне длин волн. Однако свыше 99 % этой энергии приходится на участок спектра, заключенный между 0,10 и 4 мкм. Солнечную радиацию по этой причине часто называют коротковол­новой, в отличие от инфракрасной (длинноволновой) радиации Зем­ли и атмосферы, свыше 99 % которой приходится на интервал длин волн от 3—4 до 80—120 мкм.

Источник