Температура Солнца
Хотя на поверхности Солнца нет никаких пожаров, фотосфера бурлит, демонстрируя эффекты лежащей в ее основе конвекции. Фотоны, идущие снизу, захваченные нижележащими слоями, в конце концов улетучиваются. Это приводит к резкому падению температуры и плотности.
Температура на видимой поверхности Солнца составляет около 5800 К, но падает до минимума около 4000 К примерно в 500 километрах над фотосферой. Плотность, примерно 10-7 грамм на кубический сантиметр (г/см3), падает в 2,7 раза каждые 150 километров.
Солнечная атмосфера на самом деле представляет собой вакуум по большинству стандартов, общая плотность выше любого квадратного сантиметра составляет около 1 грамма, что примерно в 1000 раз меньше, чем сопоставимая масса в атмосфере Земли.
Можно видеть сквозь атмосферу Земли, но не сквозь атмосферу Солнца, потому что первая неглубока, и молекулы поглощают только излучение, лежащее за пределами видимого спектра.
Фотосфера
Фотосфера — это часть Солнца, видимая в обычном свете. На его изображении видны две доминирующие черты: потемнение по направлению к внешним областям, называемое потемнением конечностей, и тонкая структура , похожая на рисовое зерно, называемая грануляцией. Затемнение происходит просто потому, что температура падает; когда вы смотрите на край солнца, вы видите свет от более высоких, более холодных и более темных слоев.
Гранулы это конвективные ячейки которые приносят энергию снизу вверх. Каждая ячейка имеет около 1500 километров в поперечнике. Срок службы гранул составляет около 25 минут, в течение которых горячий газ поднимается в них со скоростью около 300 метров в секунду. Затем они распадаются, либо исчезая, либо взрываясь в расширяющееся кольцо гранул.
Гранулы
Гранулы встречаются по всему Солнцу. Считается, что паттерн взрыва формирует окружающие гранулы в виде паттерна, называемого мезогрануляцией, хотя существование этого паттерна является спорным. Более крупный, бесспорный паттерн, называемый супергрануляцией, представляет собой сеть внешних скоростей потоки, каждый около 30 000 км в поперечнике, что, вероятно, связано с большой конвективной зоной, а не с относительно небольшими гранулами. Поток концентрирует поверхностные магнитные поля на границах ячеек супергрануляции, создавая сеть элементов магнитного поля.
Фотосферные магнитные поля распространяются вверх в атмосферу, где сверхгранулярная картина доминирует над проводящим газом. Хотя температура над средними участками поверхности продолжает падать, она падает не так быстро, как на краях сети, и изображение Солнца на длине волны, поглощенной несколько выше поверхности, показывает, что края сети яркие. Это происходит во всем ультрафиолетовом диапазоне.
Фраунгофер был первым, кто наблюдал солнечный спектр, обнаружив излучение во всех цветах со многими темными линиями на определенных длинах волн. Он присвоил этим линиям буквы, под которыми некоторые из них известны до сих пор, такие как D-линии натрия, G-полоса и K-линии ионизированного кальция.
Но именно немецкий физик Густав Р. Кирхгоф объяснил значение линий, объяснив, что темные линии образуются в более холодных верхних слоях, поглощая свет, выходящий снизу. Сравнивая эти линии с лабораторными данными, мы можем выявить элементы, ответственные за их состояние ионизацию и возбуждение.
Видимый солнечный спектр, с заметными линиями Фраунгофера, представляющими длины волн, при которых свет поглощается элементами:
Видимые спектральные линии — это те, которые, как ожидается, будут обычными при 6000 К, где тепловая энергия каждой частицы составляет около 0,5 вольта. Наиболее распространенные элементы, водород и гелий, трудно возбудимы, в то время как атомы , такие как железо, натрий и кальций, имеют множество линий, легко возбуждаемых при этой температуре.
Самые сильные линии в видимом спектре — это линии H и K (буквы Фраунгофера) ионизированного кальция. Потому что кальций легко ионизируется, и эти линии представляют собой переходы, в которых энергия поглощается ионами в основном, или самом низком энергетическом, состоянии.
В относительно низкой плотности фотосферы и выше, где атомы только освещены снизу электроны имеют тенденцию падать в основное состояние, так как возбуждение низкое. D-линии натрия слабее, чем Ca K, потому что большая часть натрия ионизирована и не поглощает излучение.
Интенсивность линий определяется как количеством конкретного элемента и состоянием его ионизации, так и возбуждением атомного энергетического уровня, вовлеченного в линию. Работая назад, можно получить изобилие большинства элементов на Солнце. Этот набор изобилий встречается с большой регулярностью во всей вселенной; он обнаруживается в таких разнообразных объектах , как квазары, метеориты и новые звезды. Солнце состоит примерно на 90% из водорода по числу атомов и на 9,9% из гелия. Остальные атомы состоят из более тяжелых элементов, особенно углерода, азота, кислорода, магния, кремния и железа, что составляет всего 0,1 процента по количеству.
Источник
Солнечная энергия. Цифры и факты
Основные характеристики солнечного света
Освещенность (усредненная мощность солнечного излучения, измеренная в верхней атмосфере Земли перпендикулярно солнечным лучам): 1366 Вт на квадратный метр (или 1361, в соответствии с НАСА).
«Стандартное солнце» (пиковая мощность излучения, которая достигает поверхности Земли на уровне моря в районе экватора в безоблачный полдень): 1000 Вт/м 2 , или 1 кВт/м 2 .
Это значение обычно используется в характеристиках фотоэлектрических систем. Здесь и далее все цифры приведены для поверхностей, оптимально расположенных относительно солнца (перпендикулярно лучам) в соответствии с широтой. Для горизонтальных поверхностей вы получите меньше солнечного света: чем дальше от экватора, тем ниже плотность солнечной энергии.
Инсоляция (среднее количество часов «стандартного солнца» на протяжении суток): от 4–5 солнечных часов на северо-востоке США до 5–7 часов на юго-западе. Инсоляция часто указывается в кВт·ч, численно вытекая из значения «стандартного солнца» в 1 кВт.
Общее количество излучаемой энергии солнечного света в день на м 2 на уровне моря: (энергия за день) = 1 кВт·ч × (инсоляция в часах). Учитывая среднюю инсоляцию в США, равную 5 солнечным часам, это значение обычно равно 5 кВт·ч/м 2 .
Солнечная мощность, усредненная за весь день: Wattsaverag = (энергия за день)/24. Для инсоляции в 5 кВт·ч мощность, усредненная за весь день – 5000 Вт/24 = 208 Вт/м 2 . Обратите внимание, что только небольшая часть этой энергии может быть преобразована в электричество из-за не очень высокой эффективности фотоэлектрических систем.
Типовые характеристики фотоэлектрических систем
Средний КПД распространенных коммерческих солнечных панелей: на кристаллическом кремнии (CSI) – 12–17%; тонкопленочных (из аморфного кремния и других материалов) – 8–12%.
Мощность, генерируемая панелью в один квадратный метр: PVwatts = (солнечная мощность) × (средний КПД), где КПД преобразуется в десятичное число.
Пиковая мощность в безоблачный полдень: PVwatts-peak = 1000 Вт × КПД. Как правило, пиковая мощность равна 120170 Вт/м 2 для CSi и 80–120 Вт/м 2 для тонких пленок (TF).
Суммарное усредненное количество энергии, производимой панелью в один м 2 за день: PVday = PVwatts-peak × (Инсоляция в часах). Для инсоляции в 5 часов это значение будет 0.6–0.85 кВт/м 2 для CSi и 0.4–0.6 кВт/м 2 для TF.
Выработанная энергия панели, усредненная за весь день: PVwatts-average = PVday/24. Это примерно 25–35 Вт/м 2 для CSi и 17–25 Вт/м 2 для TF.
Общая энергия, генерируемая фотоэлектрическим модулем на м 2 в год: PVyear = (полная энергия в день) × 365, которая будет равна примерно 219–310 кВт·ч для CSi и 146–219 кВт·ч для TF. Обратите внимание, что инверторы имеют эффективность 95–97%, поэтому фактической электроэнергии будет на 5% меньше.
Ожидаемая стоимость электроэнергии с одного м 2 , сэкономленной за год: Saving = PVyear × 0.95 × (стоимость кВт·ч), где 0.95 – КПД преобразователя и потери в проводах.
В среднем в США стоимость одного кВт·ч электроэнергии равна $0.12, это дает в год $24–35 для CSi и $17–24 для тонких пленок. Таким образом, в лучшем случае, можно будет сэкономить $35 в год на 1 м 2 панели. Эта цифра относится к высокоэффективной системе с номинальной мощностью 170 Вт/м 2 . Учитывая тот факт, что в настоящее время стоимость типичной фотоэлектрической системы составляет $8000 на 1000 Вт, такие установки будут стоить 170/1000 × $8,000 = $1,360 за м 2 . Это означает, что в нашем примере, гипотетический срок окупаемости будет 1360/35 = 39 лет. Никакое оборудование не сможет так долго функционировать. Скидки и кредиты могут сократить это время более чем на половину, однако, все равно, для среднестатистического домашнего хозяйства установка солнечной панели, скорее всего, не окупится. Конечно, это всего лишь пример. В районах с другой инсоляцией и другими затратами на установку срок окупаемости может быть выше или ниже.
Краткая информация о Солнце
- Диаметр: 1,392,000 км;
- Масса: 1,989,100 × 10 24 кг;
- Температура на поверхности:
5,700 °С;
385 млрд. МВт);
Перевод: Андрей Гаврилюк по заказу РадиоЛоцман
Источник
Какая температура Солнца
Космическое пространство содержит огромное количество звёзд с разными характеристиками. Для землян самым основным светилом является Солнце. Оно даёт энергию, греет и радует душу. Но какова температура Солнца? Ответ на этот вопрос будет изучен в статье.
Интересные факты
В составе звезды присутствуют следующие элементы:
- водород в количестве 70%;
- гелий в содержании 28%;
- металлические вещества и соединения – 2%.
Если бы этой звезды не существовало, жизни на Земле не было бы и не могло бы быть. Наши предки осознавали, насколько их жизнь зависит от «поведения» светила, поэтому нередко поклонялись ему и сравнивали его с божеством. С тех пор это стало существенным поводом для того, чтобы начать детальное изучение этого «огненного шара».
Изображение поверхности и короны Солнца, полученное Солнечным оптическим телескопом (SOT) на борту спутника Hinode. Получено 12 января 2007 года.
Многочисленные исследования, проведённые в научном мире, позволяют современным изыскателям заглянуть в далёкое прошлое. Возраст Солнца составляет 5 млрд. лет. Есть мнение, что спустя 4 млрд. лет его свечение станет более ярким, нежели сегодня. Науке также известен термин «солнечный цикл», которым характеризует минимальную и максимальную активность звезды Солнечной системы. В рамках нескольких последних циклов этот показатель увеличился на 0,1%.
О температурных значениях
Температура Солнца, особенно в центральной части звезды, является крайне высокой. Её значение составляет 14 млрд. градусов. Дело в том, что в ядерной части светила наблюдаются существенные термические реакции, при которых происходит деление ядер в условиях повышенного давления. Это провоцирует выделение одного ядра и вместе с ним огромного количества энергии.
Если изучать вопрос, какая температура на Солнце, с логической точки зрения, по мере углубления она должна становиться всё больше и больше, и происходит это резко. Однако определить точные показатели можно только в теории. Если рассматривать эти колебания послойно, можно сделать следующие отметки:
- корона имеет среднюю температуру, составляющую 1 500 000 градусов;
- ядро является наиболее «горячим», приблизительный показатель у его основания составляет 15 500 000 градусов по Цельсию;
- поверхность около 5 500° С.
Но это неточный ответ на вопрос, какая температура на Солнце. Дело в том, что в настоящее время большое количество учёных из разных стран мира занимаются проведением исследований, в отношении определения строения светила. В земных условиях они не прекращают попыток формирования явления термоядерного синтеза для получения информации о поведении плазмы в естественных условиях.
Снимок Солнца 9 апреля 2013 года. Иллюстрация NASA/SDO.
Атмосферные особенности
Относительно невысокая в сравнении с ядром и короной температура на поверхности Солнца вызывает ещё больше вопросов, нежели ответов. Есть ли у звезды атмосфера? И каковы её условия?
На самом деле, толщина этого слоя составляет 500 км и именуется как фотосфера. В ней регулярно происходят конвекционные процессы. Вследствие их течения тепловые потоки постепенно переходят в фотосферу из самых низких ярусов. Солнце способно вращаться, но делает это не так, как любая другая планета, обращающаяся вокруг него. Оно является нетвёрдым, что создаёт определённые особенности его вращения. Аналогичные траектории и эффекты можно наблюдать у газовых гигантов.
Условия в фотосфере
Изучая вопрос, какая температура на поверхности Солнца, стоит изучить данный аспект. В фотосфере её среднее значение приравнивается к отметке 5,5 тыс. градусов по Цельсию. В таких условиях радиация превращается в видимый свет. Что касается пятен, они являются более холодными и тёмными, нежели в области, которая их окружает. В центральной части температурный режим может становиться более «щадящим», т. е. опускаться на несколько тысяч единиц.
Условия в хромосфере
Температура Солнца в градусах присутствует и в области хромосферы. Она представляет собой следующий атмосферный уровень, который считается более холодным и имеет температурный показатель в 4320 градусов. В связи с тем, что она включает в состав внушительное количество водорода, с виду кажется красной. Повышение температуры происходит в короне, которая может быть обнаружена при затмении, во время протекания плазмы наверх.
Показатель мощности Солнца составляет 386 млрд. мегаватт. Ежесекундно, даже в течение каждой секундной доли происходит превращение водорода в гелий и энергию (гамма-лучи). Наряду с этим происходит испускание потока низкой плотности, который именуется солнечным ветром и распространяется по всем сопровождающим Солнце планетам на скоростном режиме в 450 километров в секунду. В итоге потоки текут в космос и направляются, в том числе, в сторону Земли.
Таким образом, в статье было рассмотрено, какая температура Солнца в градусах в разных его частях и в основных атмосферных слоях.
Источник