Как определить максимум излучения солнца

Как определить максимум излучения солнца

Основные характеристики Солнца

Солнце — лишь одна из бесчисленного множества звезд, существующих в природе. Благодаря близости Земли к Солнцу мы имеем возможность изучать происходящие на нем процессы и по ним судить об аналогичных процессах в звездах, непосредственно не видимых из-за колоссального их удаления.

Шарообразное Солнце представляется нам светящимся диском. Видимая поверхность Солнца называется фотосферой, ее радиус считается радиусом Солнца. На среднем расстоянии от Солнца до Земли (а₀ = 1 а. е.), угол, под которым виден радиус фотосферы θ = 16′, поэтому линейный радиус Солнца R = а₀ • sin θ = 1,5 • 10 8 км • 0,00465 = 700 000 км, что в 109 раз превышает радиус Земли.

Масса Солнца определяется по движению Земли вокруг Солнца и третьему обобщенному закону Кеплера, согласно которому (если пренебречь массой планеты по сравнению с массой Солнца М)

В этой формуле а = а₀, G = 6,67 • 10 -11 м 3 /кг • с 2 — гравитационная постоянная, Т = Т₀ = 365,25 сут. — период обращения Земли вокруг Солнца. Так как 1 сут. = 1440 мин = 86 400 с, то Т₀ = 365,25 • 86 400 = 3,2 • 10 7 с.

Ускорение свободного падения на поверхности Солнца в 28 раз больше, чем на поверхности Земли, и равно 274 м/с 2 .

На фотографических снимках Солнца часто видны темные пятна, возникающие в его фотосфере. Если в течение нескольких дней следить за пятнами, то можно заметить их перемещение, что указывает на вращение Солнца вокруг оси. Такие наблюдения показали, что Солнце вращается не как твердое тело. Период его обращения вокруг оси вблизи экватора составляет 25 сут., а вблизи полюса — 30 сут. Линейная скорость вращения Солнца на экваторе составляет 2 км/с.

Измерение освещенности, которую создает Солнце на Земле, показало, что на земную поверхность площадью в 1 м 2 , расположенную перпендикулярно к солнечным лучам, ежесекундно поступает от Солнца энергия, равная 1370 Дж. Эта величина получила название солнечной постоянной E = 1,37 кВт/м 2 . По ней нетрудно рассчитать светимость Солнца L, или мощность солнечного излучения — энергию, излучаемую Солнцем за 1 с со всей его поверхности. Для этого достаточно умножить солнечную постоянную на площадь поверхности сферы, в центре которой находится Солнце, радиус которой равен расстоянию от Земли до Солнца а₀ = 1,5 • 10 11 м. Так как площадь поверхности сферы радиусом а₀ равна S = 4πR 2 , где π = 3,14, то светимость Солнца

L = SE = 4 • 3,14 (1,5 • 10 11 м) 2 • 1,37 • 10 3 Вт/м 2 = 4 • 10 26 Вт.

На долю Земли приходится всего лишь одна двухсотмиллиардная доля энергии, излучаемой Солнцем, но и ее достаточно для расцвета и многообразия жизни на нашей планете.

Судить о температуре Солнца (и звезд) мы можем только по его (их) излучению. Солнце является источником излучения различных длин волн — от длинноволнового радио- до коротковолнового рентгеновского и гамма-излучения. В спектре Солнца в видимом диапазоне длин волн, полученном с помощью спектрографа, видно, что на фоне непрерывного спектра видны линии поглощения различных химических элементов.

По наличию спектральных линий астрономы определяют химический состав Солнца. Оказалось, что Солнце почти на 71% состоит из водорода, 27% составляет гелий, на остальные химические элементы приходится около 2% массы.

Астрономы предполагают, что излучение Солнца близко по своим характеристикам к излучению абсолютно черного тела, законы излучения которого хорошо известны.

Согласно закону Вина длина волны, на которую приходится максимум излучения нагретого тела λ_mах, связана с температурой Т формулой

Максимум излучения Солнца приходится на длину волны λ_mах = 4,8 • 10 -7 м, следовательно, температура Солнца должна быть

Другой метод оценки температуры основан на законе Стефана — Больцмана.

Закон Стефана — Больцмана:

Мощность излучения i с квадратного метра поверхности абсолютно черного тела пропорциональна четвертой степени его абсолютной температуры Т.

i = σТ 4

где σ = 5,67 • 10 -8 Вт/(м 2 • К) — постоянная величина.

Единица измерения мощности излучения — Вт/м 2 .

Так как площадь солнечной поверхности S = 4πR 2 , то светимость Солнца

L = iS = σТ 4 πR 2 = 4 • 10 26 Вт.

Отсюда следует, что температура солнечной фотосферы Подставляя в эту формулу указанные выше значения, получим, что T = 5800 К, что мало отличается от результата, полученного по закону Вина. Обычно среднюю температуру солнечной фотосферы считают близкой к 6000 К.

Строение солнечной атмосферы

Все виды излучений, которые мы воспринимаем от Солнца, образуются в его самых верхних слоях, в атмосфере. Самый глубокий и плотный слой атмосферы — фотосфера — имеет толщину около 200 км, плотность вещества в ней составляет 10 -5 кг/м 3 , что значительно меньше плотности земной атмосферы. Несмотря на малое значение толщины и плотности, фотосфера непрозрачна для всех видов излучений, образующихся в более глубоких слоях Солнца, поэтому мы не можем заглянуть в его подфотосферные слои.

В фотосфере видна зернистая структура, получившая название грануляции. Характерные угловые размеры гранул, напоминающих по виду рисовые зерна, составляют 1—2′, но линейные их размеры достигают тысяч и более километров. Наблюдения показывают, что грануляция находится в непрерывном движении и изменении. Гранулы живут от 5 до 10 мин, а потом на их месте появляются новые. В центре более яркой и горячей части гранулы происходит подъем из-под фотосферы более горячего вещества и опускание под фотосферу более темного и холодного вещества, окаймляющего гранулу. Скорость подъема и опускания газа составляет около 1 км/с, а разница между температурой горячего и холодного вещества близка к 300 К. Таким образом, грануляция на Солнце указывает на то, что энергия в фотосферу поступает из более глубоких и горячих слоев Солнца путем конвекции.

На ярком фоне фотосферы наблюдаются темные пятна. Размеры солнечных пятен могут превышать 10 000 км! Такие крупные пятна хорошо видны даже невооруженным глазом (конечно, только сквозь темный светофильтр).

На фоне ослепительно яркой фотосферы пятно кажется нам черным. Однако измерения показали, что яркость пятен в 5—10 раз меньше яркости окружающей фотосферы, а их реальный цвет — красноватый. По этим измерениям оказалось, что температура пятен около 4000 К.

Наблюдения показали наличие сильного магнитного поля в пятнах. В некоторых пятнах магнитная индукция достигает 0,5 Тл, в то время как в среднем в фотосфере она составляет 10 -4 —10 -5 Тл.

Внешняя часть солнечной атмосферы — корона имеет вид лучистого жемчужного сияния, яркость которого в миллион раз меньше яркости фотосферы. Солнечная корона прослеживается до расстояний в десять и более радиусов Солнца.

Солнечная корона нагрета до температуры около 2 • 10 6 К. При такой температуре вещество короны представляет собой полностью ионизованную плазму, излучающую в рентгеновском диапазоне. И действительно, при наблюдениях в рентгеновские телескопы, которые установлены на космических астрономических обсерваториях за пределами земной атмосферы, солнечная корона представляется в полной красе, в то время как поверхность Солнца (фотосфера) практически не видна.

Во время полных солнечных затмений на краю Солнца, во внутренних слоях солнечной короны, наблюдаются протуберанцы — струи горячего вещества, имеющие вид выступов и фонтанов. Некоторые из них — спокойные протуберанцы — в течение многих часов висят над солнечной поверхностью, другие — эруптивные (взрывные) — внезапно с огромной скоростью взлетают над поверхностью, быстро поднимаются до высоты в десятки и даже сотни тысяч километров и так же быстро падают вниз.

Из короны в межпланетное пространство истекает непрерывный поток частиц (протонов, ядер гелия, ионов, электронов), называемый солнечным ветром. Частицы солнечного ветра покидают солнечную корону со скоростью около 800 км/с, поэтому солнечное притяжение не может их удержать. Вблизи Земли скорость солнечного ветра достигает 500 км/с.

Солнечная активность

Количество солнечных пятен меняется с периодом около 11 лет. На рисунке показано наблюдаемое изменение числа пятен на Солнце с начала XVII в. Когда наблюдается максимальное число пятен, то говорят о максимуме солнечной активности. В годы максимума солнечной активности значительно возрастает число мощных протуберанцев, в такт с солнечной активностью меняется и форма солнечной короны. Одним из самых значительных проявлений солнечной активности являются солнечные вспышки, во время которых выделяется колоссальная энергия — в течение десятка минут выделяется энергия до 10 25 Дж. Наблюдения со спутников установили, что во время солнечных вспышек происходит резкое увеличение ультрафиолетового излучения, появляется мощное рентгеновское и гамма-излучение. Датчики быстрых заряженных частиц, установленные на искусственных спутниках, показали, что при мощных солнечных вспышках в межпланетное пространство выбрасываются с огромными скоростями, иногда доходящими до 100 000 км/с, мириады частиц, обладающих большой кинетической энергией и получивших название солнечных космических лучей. Их основной состав — ядра атомов водорода, гелия, а также электроны.

Вспышки и другие проявления солнечной активности оказывают значительное влияние на физические условия в земной атмосфере и околоземном космическом пространстве и, как следствие, на биологические явления.

Астрономы не только взвесили Солнце, но и измерили температуру его поверхности и светимость. Наземные и космические исследования позволили изучить солнечную атмосферу и обнаружить проявления солнечной активности.

Астрономия. 11 класс — Конспекты по учебнику «Физика-11» (Мякишев, Буховцев, Чаругин) — Класс!ная физика

Источник

Излучение Солнца

Солнце излучает свою энергию во всех длинах волн, но по-разному. Приблизительно 44% энергии излучения приходится на видимую часть спектра, а максимум соответствует желто-зеленому цвету. Около 48% энергии, теряемой Солнцем, уносят инфракрасные лучи ближнего и дальнего диапазона. На гамма-лучи, рентгеновское, ультрафиолетовое и радио излучение приходится лишь около 8%.

Видимая часть солнечного излучения при изучении с помощью спектроанализирующих приборов оказывается неоднородной – в спектре наблюдаются линии поглощения, впервые описанные Й.Фраунгофером в 1814 году. Эти линии возникают при поглощении фотонов определенных длин волн атомами различных химических элементах в верхних, относительно холодных, слоях атмосферы Солнца. Спектральный анализ позволяет получить информацию о составе Солнца, поскольку определенный набор спектральных линий исключительно точно характеризует химический элемент. Так, например, с помощью наблюдений спектра Солнца было предсказано открытие гелия, который на Земле был выделен позже.

В ходе наблюдений ученые выяснили, что Солнце – мощный источник радиоизлучения. В межпланетное пространство проникают радиоволны, которые излучает хромосфера (сантиметровые волны) и корона (дециметровые и метровые волны). Радиоизлучение Солнца имеет две составляющие – постоянную и переменную (всплески, «шумовые бури»). Во время сильных солнечных вспышек радиоизлучение Солнца возрастает в тысячи и даже миллионы раз по сравнению с радиоизлучением спокойного Солнца. Это радиоизлучение имеет нетепловую природу.

Рентгеновские лучи исходят в основном от верхних слоев хромосферы и короны. Особенно сильным излучение бывает в годы максимума солнечной активности.

Солнце излучает не только свет, тепло и все другие виды электромагнитного излучения. Оно также является источником постоянного потока частиц – корпускул. Нейтрино, электроны, протоны, альфа-частицы, а также более тяжелые атомные ядра все вместе составляют корпускулярное излучение Солнца. Значительная часть этого излучения представляет собой более или менее непрерывное истечение плазмы – солнечный ветер, являющийся продолжением внешних слоев солнечной атмосферы – солнечной короны. На фоне этого постоянно дующего плазменного ветра отдельные области на Солнце являются источниками более направленных, усиленных, так называемых корпускулярных потоков. Скорее всего они связаны с особыми областями солнечной короны – коронарными дырами, а также, возможно, с долгоживущими активными областями на Солнце. Наконец, с солнечными вспышками связанны наиболее мощные кратковременные потоки частиц, главным образом электронов и протонов. В результате наиболее мощных вспышек частицы могут приобретать скорости, составляющие заметную долю скорости света. Частицы с такими большими энергиями называются солнечными космическими лучами.

Солнечное корпускулярное излучение оказывает сильное влияние на Землю, и прежде всего на верхние слои ее атмосферы и магнитное поле, вызывая множество геофизических явлений. От вредного влияния излучения Солнца нас защищает магнитосфера и атмосфера Земли.

Источник

Излучения Солнца

Коротковолновое излучение Солнца

Ультрафиолетовое и рентгеновское излучения исходят исходят в основном от верхних слоев хромосферы и короны. Это установили, запуская ракеты с приборами во время солнечных затмений. Очень горячая солнечная атмосфера всегда испускает невидимое коротковолновое излучение, но особенно мощным оно бывает в годы максимума солнечной активности. В это время ультрафиолетовое излучение возрастает примерно в два раза, а рентгеновское – в десятки и сотни раз по сравнению с излучением в годы минимума. Интенсивность коротковолнового излучения изменяется изо дня в день, резко возрастая, когда на Солнце происходят вспышки.

Ультрафиолетовое и рентгеновское излучения частично ионизуют слои земной атмосферы, образуя на высотах 200 – 500 км от поверхности Земли ионосферу. Ионосфера играет важную роль в осуществлении дальней радиосвязи: радиоволны, идущие от радиопередатчика, прежде чем достичь антенны приемника, многократно отражаются от ионосферы и поверхности Земли. Состояние ионосферы меняется в зависимости от условий освещения ее Солнцем и от происходящих на нем явлений. Поэтому для обеспечения устойчивой радиосвязи приходится учитывать время суток, время года и состояние солнечной активности. После наиболее мощных вспышек на Солнце число ионизованных атомов в ионосфере возрастает и радиоволны частично или полностью поглощаются ею. Это приводит к ухудшению и даже к временному прекращению радиосвязи.

Особое влияние ученые уделяют исследованию озонового слоя в земной атмосфере. Озон образуется в результате фотохимических реакций (поглощение света молекулами кислорода) в стратосфере, и там сосредоточена его основная масса. Всего в земной атмосфере примерно 3•10 9 т озона. Это очень мало: толщина слоя чистого озона у поверхности Земли не превысила бы и 3 мм! Но роль озонового слоя, простирающегося на высоте нескольких десятков километров над поверхностью Земли, исключительно велика, потому что он защищает все живое от воздействия опасного коротковолнового (и прежде всего ультрафиолетового) излучения Солнца. Содержание озона непостоянно на разных широтах и в разные времена года. Оно может уменьшаться (иногда очень значительно) в результате различных процессов. Этому могут способствовать, например, выбросы в атмосферу большого количества разрушающих озон хлорсодержащих веществ промышленного происхождения или аэрозольные выбросы, а также выбросы, сопровождающие извержения вулканов. Области резкого снижения уровня озона (“озоновые дыры”) обнаруживались над разными регионами нашей планеты, причем не только над Антарктидой и рядом других территорий Южного полушария Земли, но и над Северным. В 1992 г. стали появляться тревожные сообщения о временном истощении озонового слоя над севером европейской части России и уменьшении содержания озона над Москвой и Санкт-Петербургом. Ученые, осознавая глобальный характер проблемы, организуют в масштабах всей планеты экологические исследования, включающие прежде всего глобальную систему непрерывного наблюдения за состоянием озонового слоя. Разработаны и подписаны международные соглашения по охране озонового слоя и ограничению производства озоноразрушающих веществ.

Радиоизлучение Солнца

Систематическое исследование радиоизлучения Солнца началось только после второй мировой войны, когда обнаружилось, что Солнце – мощный источник радиоизлучения. В межпланетное пространство проникают радиоволны, которые излучают хромосфера (сантиметровые волны) и корона (дециметровые и метровые волны). Это радиоизлучение и достигает Земли. Радиоизлучение Солнца имеет две составляющие – постоянную, почти не меняющуюся по интенсивности, и переменную (всплески, “шумовые бури”).

Радиоизлучение спокойного Солнца объясняется тем, что горячая солнечная плазма всегда излучает радиоволны наряду с электромагнитными колебаниями других длин волн (тепловое радиоизлучение). Во время больших вспышек радиоизлучение Солнца возрастает в тысячи и даже в миллионы раз по сравнению с радиоизлучением спокойного Солнца. Это радиоизлучение, порожденное быстропротекающими нестационарными процессами, имеет нетепловую природу.

Корпускулярное излучение Солнца

Ряд геофизических явлений (магнитные бури, т.е. кратковременные изменения магнитного поля Земли, полярные сияния и др.) тоже связан с солнечной активностью. Но эти явления происходят через сутки после вспышек на Солнце. Вызываются они не электромагнитным излучением, доходящим до Земли через 8,3 мин, а корпускулами (протонами и электронами, образующими разреженную плазму), которые с опозданием (на 1-2 сут) проникают в околоземное пространство, поскольку движутся со скоростями 400 – 1000 км/c.

Корпускулы испускаются Солнцем и тогда, когда на нем нет вспышек и пятен. Солнечная корона – источник постоянного истечения плазмы (солнечного ветра), которое происходит во всех направлениях. Солнечный ветер, создаваемый непрерывно расширяющейся короной, охватывает движущиеся вблизи Солнца планеты и кометы. Вспышки сопровождаются “порывами” солнечного ветра. Эксперименты на межпланетных станциях и искусственных спутниках Земли позволили непосредственно обнаружить солнечный ветер в межпланетном пространстве. Во время вспышек и при спокойном истечении солнечного ветра в межпланетное пространство проникают не только корпускулы, но и связанное с движущейся плазмой магнитное поле.

Источник