Как определить мощность излучения солнца

Как определить мощность излучения солнца

Солнце является самым большим телом в солнечной системе. Расположенное в центре системы, его гравитация (притяжение) является причиной удержания девяти планет на орбитах вокруг него. Солнце — большой шар состоит главным образом из водородного и гелиевого газа, хотя все другие элементы в небольшим количестве были на нем обнаружены.

Поверхностная и внутренняя температуры солнца слишком горячи, чтобы вещество находилось в жидком или твердом состоянии. Одна из наиболее интересных характеристик солнца — то, что оно вращается более медленно на полюсах чем в экваторе — это назвается дифференциальным вращением.

Солнечная масса = 330000 земных масс
Гравитация на поверхности = 27 земных гравитаций
Температура на поверхности = 6000 °С
Плотность на поверхности солнца = 1/100 плотности поверхности земли
Солнечный диаметр = 1.5 миллионов км
Температура солнечного ядра = около 15 миллионов градусов °С
Расстояний от Земли = 150 миллионов км
Расход топлива = 5 миллионов тонн/сек
Видимый диаметр солнца = 1/2 углового градуса
Мощность излучения Солнца на поверхности земли = 1370 вт / кв м
Скорость солнечного ветра =400 км/с (среднее значение)
Солнечное вращение = 27 дней (среднее значение)

Солнце имеет несколько внутренних областей. В центре — ядро или сердцевина, в которой солнечная энергия производится через термо-ядерное слияние. Над этим ядром расположена излучающая зона, где энергия очень медленно перемещается вверх к поверхности. Выше излучающей зоны находится конвективная зона, где энергия перемещается значительно быстрее на поверхность или в фотосферу. Внутренняя атмосфера называется хромосферой, а внешняя атмосфера является короной. Вещество непрерывно кипит на солнце и уносится внешним солнечным ветром. Этот процесс изменяется по интенсивности во времени. К счастью для нас, солнечный выход тепла и света очень постоянен (в пределах 0.1%) за длинные периоды времени. Тем не менее, выделение энергии солнцем не постоянно, оно подвергается циклическим изменением. Наиболее видимое проявление солнечной деятельности является появлением темных солнечных пятен в фотосфере. Деятельность Солнца изучается человеком от конвективной зоны до короны. Иногда магнитные поля Солнца изменяются столь быстро, что приводит к выбросу огромного количества энергии в время солнечных вспышках и выбросу вещества через корону во внешнее пространство. Это можно наблюдать только специальными телескопами с земли и из космоса. Солнечная активность изменяется от минимума до максимума и затем снова повторятся в виде солнечного цикла с периодом около 11 лет (хотя этот период может изменяться от 7 до 17 лет в любом конкретном цикле).

Мощность излучения Солнца очень велика: она равна 3,8*10 20 МВт. На Землю падает ничтожная часть солнечной энергии, составляющая около половины миллиардной доли. Она поддерживает в газообразном состоянии земную атмосферу, постоянно нагревает сушу и водоемы, дает энергию ветрам и водопадам, обеспечивает жизнедеятельность животных и растений. Часть солнечной энергии запасена в недрах Земли в виде каменного угля, нефти и других полезных ископаемых. Видимый с Земли диаметр Солнца составляет около 0,5 о (также как и для Луны) Это значит, что расстояние до него в 107 раз превышает его диаметр. Следовательно, диаметр Солнца равен 1392 000 км., что в 109 раз больше земного диаметра.

В центре Солнца температура составляет 15 млн. градусов, а давление превышает сотни миллиардов атмосфер. Газ сжат здесь до плотности около 1,5*10 5 кг/м3 . Почти вся энергия Солнца генерируется в центральной области с радиусом примерно 1/3 солнечного. Через слои, окружающие центральную часть, эта энергия передается наружу. На протяжении последней трети радиуса находится конвективная зона. Причина возникновения перемешивания (конвекции) в наружных слоях Солнца та же, что и в кипящем чайнике: количество энергии, поступающие от нагревателя, гораздо большее того, которое отводится теплопроводностью. Поэтому вещество вынуждено приходит в движение и начинает само переносить тепло.

Все рассмотренные выше слои Солнца фактически ненаблюдаемы. Об их существовании известно либо из теоретических расчетов, либо на основании косвенных данных. Над конвективной зоной располагаются непосредственно наблюдаемые слои Солнца, называемые его атмосферой. Они лучше изучены, так как об их свойствах можно судить из наблюдений. Солнечная атмосфера также состоит из нескольких различных слоев. Самый глубокий и тонкий из них – фотосфера, непосредственно наблюдаемая в видимом непрерывном спектре. Толщина фотосферы всего около 300 км. Чем глубже слои фотосферы, тем они горячее. Во внешних более холодных слоях фотосферы на фоне непрерывного спектра образуются фраунгоферовы линии поглощения. Во время наибольшего спокойствия земной атмосферы в телескоп можно наблюдать характерную зернистую структуру фотосферы. Чередование маленьких светлых пятнышек – гранул – размером около 1 000 км., окруженных темными промежутками, создает впечатление ячеистой структуры – грануляции. Возникновение грануляции связано с происходящей под фотосферой конвекцией. Отдельные гранулы на несколько сотен градусов горячее окружающего их газа, и в течении нескольких минут их распределение по диску Солнца меняется. Спектральные измерения свидетельствуют о движении газа в гранулах, похожих на конвективные: в гранулах газ поднимается, а между ними – опускается. Эти движения газов порождают в солнечной атмосфере акустические волны, подобные звуковым волнам в воздухе. Распространяясь в верхние слои солнечной атмосферы, волны, возникшие в конвективной зоне и в фотосфере, передают им часть механической энергии конвективных движений и производят нагревание газов последующих слоев атмосферы – хромосферы и короны. В результате верхние слои фотосферы с температурой около 4 500 K оказываются самыми «холодными» на Солнце. Как вглубь, так и вверх от них температура газов быстро растет. Расположенный над фотосферой слой, называемый хромосферой, во время полных солнечных затмений в те минуты, когда Луна полностью закрывает фотосферу, виден как розовое кольцо, окружающее темный диск. На краю хромосферы наблюдаются выступающие как бы язычки пламени – хромосферные спикулы, представляющие собою вытянутые столбики из уплотненного газа. Тогда же можно наблюдать и спектр хромосферы, так называемый спектр вспышки. Он состоит из ярких эмиссионных линий водорода, гелия ионизированного кальция и других элементов, которые внезапно вспыхивают во время полной фазы затмения. Выделяя излучение Солнца в этих линиях, можно получить в них его изображение. Хромосфера отличается от фотосферы значительно более неправильной неоднородной структурой. Заметно два типа неоднородностей – яркие и темные. По своим размерам они превышают фотосферные гранулы. В целом распределение неоднородностей образует так называемую хромосферную сетку, особенно хорошо заметную в линии ионизированного кальция. Как и грануляция, она является следствием движений газов в подфотосферной конвективной зоне, только происходящие в более крупных масштабах. Температура в хромосфере быстро растет, достигая в верхних ее слоях десятков тысяч градусов. Самая внешняя и самая разреженная часть солнечной атмосферы – корона, прослеживающаяся от солнечного лимба до расстояний в десятки солнечных радиусов и имеющая температуру около миллиона градусов. Корону можно видеть только во время полного солнечного затмения либо с помощью коронографа. Всякая солнечная атмосфера постоянно колеблется. В ней распространяются как вертикальные, так и горизонтальные волны с длинами в несколько тысяч километров. Колебания носят резонансный характер и происходят с периодом около 5 минут. В возникновении явлений, происходящих на Солнце, большую роль играют магнитные поля. Вещество на Солнце всюду представляет собой намагниченную плазму. Иногда в отдельных областях напряженность магнитного поля быстро и сильно возрастает. Этот процесс сопровождается возникновением целого комплекса явлений солнечной активности в различных слоях солнечной атмосферы. К ним относятся факелы и пятна в фотосфере, флоккулы в хромосфере, протуберанцы в короне. Наиболее замечательным явлением, охватывающим все слои Солнечной атмосферы и зарождающимся в хромосфере, являются солнечные вспышки.

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.

Источник

Какую мощность излучения имеет Солнце?

Любая лампочка, излучающая свет, характеризуется мощностью излучения. Эта величина измеряется в ваттах, она определяет количество энергии (или тепла), выделяемого телом в единицу времени. Какова же мощность нашего Солнца?

Общую мощность электромагнитного излучения звезды, выделяемого ее в космическое пространство называют светимостью. Полная мощность излучения Солнца, то есть его светимость равна 3,828•10 26 Ватт (

3,75⋅10 28 Люмен). Это значит, что наша звезда светит примерно также мощно, как триллион триллионов лампочек мощностью 380 Вт! Это невероятно огромное значение. У многих атомных электростанций, например, у Запорожской АЭС, мощность одного реактора составляет 1ГВт. Получается, что Солнце вырабатывает за одну секунду столько же энергии, сколько выработает миллион атомных реакторов за 12 000 лет круглосуточной и беспрерывной работы.

Надо отметить, что до нашей планеты доходит только одна миллионная тепла, излучаемого Солнцем. Но именно эта энергия обеспечивает жизнь на Земле. Без солнечного света температура на нашей планете была бы не выше, чем, например, на Плутоне, где она равна –220°С.

Энергия в нашем светиле выделяется в ходе термоядерных реакций, топливом для которых является водород. При этом каждую секунду Солнце расходует более 4 млн тонн водорода. Из-за этого температура звезды составляет порядка 6000° С. Откуда же звезда берет этот водород? Он находился в ней ещё в тот момент, когда Солнце впервые вспыхнуло в космосе 4,6 млрд лет назад. С тех пор звезда просто сжигает свои запасы. Примерно через 5 млрд лет водород почти закончится.

Но это не значит, что Солнце погаснет. Оно начнет сжигать гелий, и при этом светило на время резко увеличится в размерах. Меркурий и Венера будут поглощены Солнцем. Естественно, что на Земле станет так жарко, что она будет абсолютно непригодна для жизни.

Однако ещё через некоторое время закончится и гелий, и тогда наша звезда постепенно потухнет и превратится в белого карлика. После этого Солнце будет медленно, в течение миллиардов лет остывать.

Список использованных источников

Источник

Об удельной мощности человека и Солнца

В. Ланге, Т. Ланге, «Об удельной мощности человека и Солнца, или Почему у комара холодная кровь»

Поток энергии, идущей от Солнца, колоссален. Из геофизических измерений следует, что даже в верхних слоях атмосферы Земли, на громадном расстоянии почти в 150 миллионов километров от Солнца, каждый квадратный метр, расположенный перпендикулярно солнечным лучам, получает от Солнца ежесекундно 1,4 кДж. Эту величину называют солнечной постоянной и обычно обозначают буквой I. Зная, что I = 1,4 кДж/м2/с =1,4 кВт/м2, нетрудно найти полную мощность излучения Солнца P1. Для этого достаточно умножить солнечную постоянную на площадь сферы, описанной вокруг Солнца, с радиусом R = 150 000 000 км: P1 = I•4пиR^2 = 4•10^26 Вт.

Конечно, энергетические возможности человека во много раз скромнее. Среднюю мощность, развиваемую человеком, можно довольно точно оценить по калорийности пищи, потребляемой им в сутки. Как известно, лица, не занимающиеся тяжелым физическим трудом, должны получать с пищей ежедневно примерно 12 МДж. Почти вся эта энергия идет на поддержание постоянной температуры человеческого тела и в конечном счете генерируется человеком в окружающее пространство. (Лишь очень малую часть получаемых 12 МДж человек расходует на совершение механической работы.) Разделив 12 МДж на длительность суток (86 400 с), получим P2 = 140 Вт.

Таким образом, как генератор энергии Солнце примерно в 3•10^24 раз мощнее человека. Тем неожиданнее результат сравнения их удельных (т.е. приходящихся на единицу массы) мощностей. Масса М Солнца составляет около 2•10^30 кг, массу человека примем равной m=80 кг. Тогда
P1/M = 2•10^-4 Вт/кг
P2/m = 1,75 Вт/кг

УДЕЛЬНАЯ МОЩНОСТЬ ЧЕЛОВЕКА ОКАЗЫВАЕТСЯ ПОЧТИ В 10 000 РАЗ БОЛЬШЕ, ЧЕМ У СОЛНЦА!

Результат, к которому мы пришли, кажется на первый взгляд совершенно неправдоподобным. Однако так и есть на самом деле. Как же объясняется этот «парадокс»? Почему Солнце – этот гигантский термоядерный реактор – проигрывает по удельной мощности человеку, энергию которому поставляют химические реакции, куда более «слабосильные», чем ядерные?

Ответ на этот вопрос нетрудно получить, если принять, что тепло в человеческом теле и в Солнце выделяется более или менее равномерно по всему объему. Тогда, скорость выделения тепла прямо пропорциональна объему тела, иными словами — кубу линейного размера. Скорость же теплоотдачи пропорциональна площади поверхности тела, т.е. квадрату линейного размера. Стало быть, чем больше тело, тем меньшей может быть скорость выделения тепла, необходимая для поддержания некоторой заданной температуры.

Объем Солнца порядка 10^27 м3, площадь его поверхности около 10^18 м2. Соответствующие параметры тела человека 10^-1 м3 и 1 м2. Таким образом, отношение объемов Солнца и человека равно приблизительно 10^28, а отношение площадей поверхностей этих тел порядка 10^18. Образно говоря, на единицу объема Солнца приходится приблизительно в 10 миллиардов раз меньше свободной поверхности, чем у человека. Поэтому неудивительно, что, несмотря на то, что солнечный «обмен веществ» протекает со скоростью всего лишь 0,2 мВт/кг, температура на поверхности Солнца достигает 6 000 градусов.

Проиллюстрируем связь между размерами, темпом энерговыделения и температурой тел следующими примерами из жизни животного мира.

Температуры тел млекопитающих отличаются не особенно сильно. В частности, они примерно одинаковы и у слона, и у маленькой полевой мышки. Однако скорость выделения тепла в организме слона примерно в 30 раз меньше. Если бы внутри тела слона выделение тепла происходило с такой же скоростью, как у мыши, то выделяющееся тепло не успевало бы покинуть организм слона достаточно быстро, чтобы сохранилась нормальная температура, и слон бы «зажарился» в собственной шкуре.

Чем меньше теплокровное животное, тем больше должна быть удельная (т.е. в расчете на единицу массы) скорость выделения тепла, чтобы скомпенсировать потери и поддержать температуру тела, обеспечивающую нормальную жизнедеятельность организма, тем больше пищи (опять-таки в расчете на единицу массы) оно должно поглощать. Мальчик-с-пальчик из широко известной детской сказки должен быть ужасно прожорлив: при одинаковых пропорциях с нормальным человеком ему требовалось бы на 1 кг массы в 20 раз больше пищи.

Самые маленькие млекопитающие на Земле – этрусские мыши – имеют массу всего 1,5 г, а съедают за сутки в два раза больше. Если этрусскую мышь оставить без пищи хотя бы на несколько часов, она погибнет. Практически весь период бодрствования заняты поисками и поглощением еды колибри (крошечные птички с массой около 2 г, обитающие в Южной Америке). Длительный ночной перерыв в этом занятии колибри могут переносить только потому, что температура их тела на это время резко понижается.

Можно показать, что очень маленькие существа, комар например, не могут быть теплокровными. ************************************

. Стало быть, удельная мощность комара составляет 10^-3 Вт/ 10^-6 кг = 10^3 Вт/кг, то есть примерно в 600 раз больше, чем у человека (и в 6 миллионов раз больше, чем у Солнца!).

Если человек поглощает в сутки около 1 кг пищи, то есть примерно 1/80 часть от своей массы, то масса пищи комара должна бы превышать его собственную в 600/80 = 7,5 раз. (Фактически мы получаем заниженные цифры, так как при оценке не учитывалось тепло, отдаваемое за счет конвекции). Температура окружающего воздуха чаще оказывается значительно ниже +17 градусов Цельсия, а при +7 градусах (обычные комары достаточно активны и в этих условиях) энергозатраты возрастают почти в 2 раза, так что поглощать пищи комару пришлось бы уже в 15 раз (!) больше своей массы. Поэтому ясно, что поддерживать постоянной температуру своего тела (т.е. быть теплокровным) комар не может.

Рассматривая связь между линейными размерами тела и интенсивностью энергообмена с окружающей средой, легко получить ответ и на такой интересный вопрос: почему тонкую проволоку можно расплавить в пламени спички, а толстую трудно раскалить даже с помощью газовой плиты?

Поток энергии, которую получает проволока от огня, прямо пропорционален площади ее боковой поверхности S = 2пиRl (R – радиус проволоки, l – длина ее части, находящейся в пламени). В то же время скорость отвода тепла вдоль оси проволоки к ее холодным концам (которые не попадают в пламя) прямо пропорциональна площади поперечного сечения проволоки S = пиR2.

Если радиусы двух проволок отличаются в 10 раз, то при прочих равных условиях более толстая проволока будет получать за единицу времени в 10 раз больше тепла, чем тонкая, но терять она будет в 100 раз больше. Ясно, что температура толстой проволоки в равновесном состоянии (когда оба тепловых потока – к проволоке и от нее – сравняются) окажется заметно меньше.

ИСТОЧНИК: Научно-популярный физико-математический журнал для школьников и студентов «Квант» №4, 1981
(******************************** с сокращениями)

Источник