—> Детская Энциклопедия —>
Как измерили температуру Солнца
Спектр любого твердого тела, нагретого до любой температуры, можно измерить спектрометром. Этот прибор представляет собой слегка измененный спектроскоп.
В фокальной плоскости линзы L2 установлена пластина с узкой вертикальной щелью В (см. Откуда берется цвет? ). Если трубу D поворачивать вокруг вертикальной оси, то через щель В будет проходить свет только узких участков сплошного спектра. Перед щелью А коллиматора установлена лампа накаливания, а за щелью В — болометр: очень тонкая, зачерненная металлическая полоска, которая одинаково поглощает световые лучи с любой длиной волны. 
Чем больше энергии излучения поглощает болометр, тем сильнее он нагревается и тем больше становится его электрическое сопротивление. Электрическое сопротивление болометра легко измерить и тем самым определить, какую энергию испускает нить лампы в различных участках спектра.
Попытаемся построить график, в котором будет отражено, как зависит энергия, излучаемая 1 см 2 абсолютно черного тела, от длины волны (рис. 10). В излучении абсолютно черного тела невозможно обнаружить энергию, соответствующую излучению волны со строго определенной длиной. Поэтому приходится измерять энергию излучения в каком-то узком участке спектра, например в диапазоне от λ 1 до λ 2. Если эту энергию разделить на ширину участка λ 2— λ 1 ,то определится излучательная способность ελ
абсолютно черного тела для волны длиной λ , лежащей между волнами λ 1 и λ 2. 
Отложим значение ε λ по оси ординат, а по оси абсцисс — длину волны λ . Получим кривую с максимумом.
Предположим, мы построили график зависимости (рис. 11) для тела, нагретого до 6000° К (фотосфера Солнца). Самое большое значение el будет при длине волны λ m=0,5 мк. В обе стороны от этой точки регистрируемая в спектрометре энергия будет убывать. Будем двигаться к красной границе солнечного спектра. Уже в области 0,7—0,75 мк красный цвет переходит в темноту. Но и в темных участках болометр будет показывать, что энергия продолжает поступать. Значит, на красной границе спектр Солнца не заканчивается, хотя излучения с длиной волны больше 0,75 мк человеческий глаз не воспринимает.
Здесь начинаются невидимые инфракрасные лучи — инфракрасная область оптического спектра. Инфракрасное излучение примерно в области 500 мк переходит в диапазон радиоволн (см. ст. «Радио»).
То же происходит и на другом конце спектра. За фиолетовыми лучами в области волн в 0,4 мк начинается невидимое ультрафиолетовое излучение, которое где-то около волн в 0,002 мк переходит в рентгеновские лучи (см. Откуда берется цвет? ). Спектральные области наиболее коротких ультрафиолетовых лучей и наиболее длинных рентгеновских лучей накладываются друг на друга.
Инфракрасную область света излучают спектрометром, призма которого изготовлена из кристалла каменной (поваренной) соли. Даже специальные сорта стекла (тяжелый флинт) полностью поглощают инфракрасное излучение, начиная с волн длиной в 2,7 мк. А каменная соль пропускает это излучение с длиной волны до 13,5 мк. В инфракрасном спектрометре вместо линз поставлены вогнутые металлические зеркала, хорошо отражающие инфракрасные лучи.
Ультрафиолетовое излучение исследуют с помощью оптических деталей из кварца или флюорита. Кварц слабо поглощает это излучение до волны в 0,18 мк, а флюорит — до 0,12 мк.
Поместим перед спектрометром с призмой из каменной соли абсолютно черное тело, у которого температура внутренних стенок полости равна 100° Ц. Такое тело не светится даже в полной темноте, но болометр, установленный у выходной щели спектрометра, позволяет и в этом случае определить зависимость ε λ от длины волн. Максимум излучательной способности тела, нагретого до 100°Ц, соответствует длине волны в 7,8 мк. Опыты показали: чем выше температура полости, тем короче должна быть длина волны λ m (рис. 10). Величина λ m как бы смещается с ростом температуры в сторону более коротких волн.
В результате этих опытов и некоторых теоретических соображений немецкому физику Вильгельму Вину удалось вывести формулу, которая теперь называется законом смещения Вина: λ mТ = 2897 мк•°К. Если в эту формулу подставить λ m в микронах, определится величина Т — температура излучающего нагретого тела в градусах Кельвина. С помощью спектроскопа можно измерить температуру любого тела, даже температуру Солнца или звезды.
Иначе, как с помощью спектрометра, узнать температуру Солнца невозможно. Нельзя же установить на Солнце термометр! Но, допустим, мы как-то добыли кусочек Солнца. Из какого же материала сделать термометр? Даже самый тугоплавкий металл — вольфрам плавится при 3000°К. Поэтому температуру Солнца можно определить только измерением λ m. Так же определяется температура звезд, а в земных условиях — температура сильно нагретых тел, например раскаленной плазмы (см. ст. «Сто миллионов градусов»).
Источник
Спектр и температура Солнца
В физике имеется понятие абсолютно черного тела, под которым подразумевается тело, полностью поглощающее весь падающий на него поток излучения и само способное излучать энергию во всех диапазонах электромагнитных волн. Излучение абсолютно черного тела характеризуется непрерывным, или сплошным, спектром. Солнце излучает энергию во всех длинах волн, от гамма-излучения до радиоволн. Видимая, или визуальная, часть солнечного спектра представляет собой спектр поглощения, непрерывный фон которого создается излучением солнечной фотосферы. Следовательно, к Солнцу применимы законы излучения абсолютно черного тела. Как мы уже писали на нашем сайте polnaja-jenciklopedija.ru в статье о методах космических исследований, это позволяет установить многие характеристики Солнца, в частности температуру его фотосферы.
По одному из таких законов, закону Вина, температура солнечной фотосферы T = 6000 К. Наиболее обоснованная оценка температуры фотосферы получается из закона Стефана — Больцмана, который гласит: мощность излучения с единицы поверхности абсолютно черного тела пропорциональна четвертой степени его абсолютной температуры, т. е. i = σТ 4 , где σ = 5,67*10 -8 Вт/ (м 2 *К 4 ) — постоянная величина. Так как радиус Солнца RΘ = 6,96*10 5 км = 6,96*10 8 м, то площадь всей солнечной поверхности SΘ =4πR 2 . С этой поверхности мощность излучения энергии 4*10 26 Вт; отсюда следует, что температура солнечной фотосферы:
Подставив в эту формулу указанные выше значения величин, получим, что Г = 5800 К.
Вычисленная по закону Стефана — Больцмана температура называется эффективной температурой. Она несколько отличается от найденной по закону Вина, в котором используется узкий участок спектра. Однако такое различие несущественно, так как при столь высокой температуре фотосфера находится в газообразном состоянии и бурное перемешивание в ней газа приводит к непостоянству температуры различных ее участков. Поэтому среднее значение температуры солнечной фотосферы можно считать близкой к 6000 К.
Темные линии поглощения в спектре Солнца (фраунго-феровы линии) вызываются поглощением света в нижних слоях разреженной газовой оболочки, окружающей фотосферу. Эта газовая оболочка хорошо видна невооруженным глазом при полных солнечных затмениях, когда Луна полностью заслоняет солнечный диск-фотосферу. Эта оболочка поднимается над фотосферой на высоту почти до 10 000 км, имеет красновато-розоватый цвет и поэтому называется хромосферой (от греч. «хроматос»—цвет). Наблюдения показали, что в момент покрытия Луной солнечного диска непрерывный фон солнечного спектра, создаваемый излучением фотосферы, исчезает, а темные фраунгоферовы линии превращаются в яркие линии излучения — спектр вспышки. Такое поведение солнечного спектра вполне объясняется законом Кирхгофа. Яркие линии излучения образуются горячим разреженным газом хромосферы. Вне полных солнечных затмений свет от фотосферы проходит сквозь разреженный газ хромосферы, а так как температура ее нижних слоев меньше температуры фотосферы и близка к 4800 К, то на месте линий излучения фотосферы появляются линии поглощения.
Атомы поглощают и излучают энергию квантами. При поглощении квантов атомы получают энергию, возбуждаются, а затем излучают ее и переходят в обычное состояние. Энергия каждого, кванта пропорциональна частоте, т. е. Е = = hv, причем постоянная величина h = 6,62*10 -34 Дж*с называется постоянной Планка, по имени немецкого физика М. Планка (1858—1947), впервые применившего ее в 1900 г.
В зависимости от условий атомы разных химических элементов излучают и поглощают кванты только со строго определенными значениями частоты, а им соответствуют определенные длины волн. Так, в визуальной части солнечного спектра хорошо видны линии, соответствующие излучению атомов нейтрального водорода (линии серии Бальмера, см. с. 22), а также линии нейтрального гелия (λ = 5876Å (желтая линия), λ = 4922 Å (зеленая линия) и др. В ультрафиолетовом диапазоне солнечного спектра расположены линии серии Бальмера с меньшей длиной волны (вплоть до ее границы с λ = 3646 Å), а за этой серией находятся линии нейтрального водорода серии Лаймана с длинами волн от 1216 А до 912 Å (граница серии).
Для излучения серии Лаймана атомы водорода должны получить извне значительно большую энергию, чем для излучения серии Бальмера. Ультрафиолетовый диапазон солнечного спектра поглощается земной атмосферой, но он неоднократно фотографировался с орбитальных научных станций. Оказалось, что на его коротковолновом участке с длиной волны менее 1680 Å непрерывный фон становится очень слабым и спектр состоит преимущественно из многочисленных ярких (эмиссионных) линий.
Если энергия, полученная атомом, достаточно велика, то атом частично или даже полностью ионизируется. Температура, при которой начинается однократная ионизация, называется температурой ионизации, и для различных химических элементов она разная. Так, ионизация водорода начинается при температуре около 15 000 К, ионизация гелия — при 30 000 К, а кальция — даже при 4000 К. Поэтому в спектре Солнца присутствуют линии водорода, нейтрального гелия и однократно ионизованного кальция, причем очень интенсивные, так как все атомы кальция, присутствующие в солнечной хромосфере, уже ионизованы.
В спектре Солнца присутствуют линии свыше 70 химических элементов, известных на Земле, в том числе углерода, кислорода, натрия, калия, алюминия, железа и др.
Интересна история открытия гелия. В 1868 г. во время полного солнечного затмения французский астроном П. Жансен (1824—1907 гг.) обнаружил в спектре вспышки (в спектре хромосферы) яркую желтую линию неизвестного на Земле химического элемента. В том же году такое же открытие независимо сделал английский астроном Дж. Локьер (1836— 1920 гг.), который назвал этот химический элемент гелием, т. е. солнечным (от греч. «гелиос» — солнце). И только в 1895 г. английский химик У Рамзай (1852—1916 гг.), наблюдая спектр излучения газов, выделившихся из редкого минерала клевейта, обнаружил в нем желтую линию гелия. В дальнейшем из этих газов гелий был выделен в чистом виде.
Таким образом, уже тогда методы спектрального анализа подтвердили свою силу. Теперь они позволили с большой точностью определить химический состав Солнца. В настоящее время установлено, что масса Солнца состоит на 70% из водорода, на 28% из гелия, а оставшаяся доля принадлежит более тяжелым химическим элементам. А поскольку атомы водорода наиболее интенсивно излучают красный свет, а атомы гелия — желтый, то состоящая из этих разреженных газов хромосфера имеет красновато-розовый цвет.
Источник
Как измерили температуру солнца.
Как измерили температуру звезд.
Одна из легко измеряемых звёздных характеристик — цвет. Как раскалённый металл меняет свой цвет в зависимости от степени нагрева, так и цвет звезды всегда указывает на её температуру. В астрономии применяют абсолютную шкалу температур, шаг которой — один кельвин (1 К) -тот же, что и в привычной нам шкале Цельсия (1 °С) , а начало шкалы сдвинуто на -273 (0 К = -273 °С) .
Самые горячие звёзды — всегда голубого и белого цвета, менее горячие — желтоватого, холодные — красноватого. Но даже наиболее холодные звёзды имеют температуру 2-3 тыс. Кельвинов — горячее любого расплавленного металла.
Человеческий глаз способен лишь грубo определить цвет звезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрические приёмники излучения, чувствительные к различным участкам видимого (или невидимого) спектра. Ведь цвет звезды зависит от того, на какой участок спектра приходится наибольшая энергия излучения. Сравнение звёздных величин в разных интервалах спектра (например, в голубом и жёлтом) позволяет количественно охарактеризовать цвет звезды и оценить её температуру.
Как измерили температуру солнца.
По закону оптики «Закону Вина» существует чёткая зависимость максимума интенсивности излучения по спектру частот от температуры излучающего объекта. На этом принципе основан и ИК радиометр (прибор ночного видения) , выделяющий ИК излучение из спектра, и прибор термосканер для определения температуры тела на расстоянии.
Поэтому, определяя максимум излучения по спектру частот спектра Солнца, определили, что температура верхних слоёв Солнца, поставлящих нам свет (Фотосфера) имеет температуру около 6 тыс градусов С (в глубинах Солнца по расчётам, температура составляет миллионы градусов) . Также термосканерами (специальными астрофизическими) опрделяют температуру поверхности и других тел в Космосе (планет, звёзд. )
Дата добавления: 2015-08-09 ; просмотров: 2186 | Нарушение авторских прав
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 (Dλ) 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 λт =0,4738мкм. На основании закона Вина получаем так называемую цветовую температуру Солнца: Тс = 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 Bс. 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 Bс и приравнивая его σТс 4 , находим температуру фотосферы Солнца: Tс = 5805 К. Температура Солнца, определенная по значениям I * 0и Bс, 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