Чему равна светимость Солнца? Солнечная светимость.
Характеристика небесных тел может быть очень запутанной. Только у звезд есть видимая, абсолютная величина, светимость и другие параметры. С последним мы и попробуем разобраться. Что такое светимость звезд? Имеет ли она что-то общее с их видимостью на ночном небосклоне? Какая светимость у Солнца?
Природа звезд
Звезды - очень массивные космические тела, излучающие свет. Они образуются из газов и пыли, в результате гравитационного сжатия. Внутри звезд находится плотное ядро, в котором происходят ядерные реакции. Они и способствуют свечению звезд. Основными характеристиками светил являются спектр, размер, блеск, светимость, внутренняя структура. Все эти параметры зависят от массы конкретной звезды и её химического состава.
Главными «конструкторами» этих небесных тел являются гелий и водород. В меньшем количестве относительно них, может содержаться углерод, кислород и металлы (марганец, кремний, железо). Наибольшее количество водорода и гелия у молодых звезд, со временем их пропорции уменьшаются, уступая место другим элементам.
Во внутренних областях звезды обстановка очень «горячая». Температура в них доходит до нескольких миллионов кельвинов. Здесь идут непрерывные реакции, в которых водород превращается в гелий. На поверхности температура намного ниже и доходит только до нескольких тысяч кельвинов.
Что такое светимость звезд?
Термоядерные реакции внутри звезд сопровождаются выбросами энергии. Светимостью же называют физическую величину, которая отражает, сколько именно энергии производит небесное тело за определенное время.
Её часто путают с другими параметрами, например, с яркостью звезд на ночном небе. Однако яркость или же видимая величина - это примерная характеристика, которая никак не измеряется. Она во многом связана с удаленностью светила от Земли и описывает только то, насколько хорошо звезда видна на небосклоне. Чем меньше цифра этой величины, тем больше её видимая яркость.
В отличие от неё, светимость звезд - это объективный параметр. Он не зависит от того, где находится наблюдатель. Это характеристика звезды, определяющая её энергетическую мощность. Она может изменяться в разные периоды эволюции небесного тела.
Приближенной к светимости, но не тождественной, является абсолютная Она обозначает яркость светила, видимую наблюдателю на расстоянии 10 парсек или 32,62 световых лет. Обычно она используется для вычисления светимости звезд.
Определение светимости
Количество энергии, которое выделяет небесное тело, определяется в ваттах (Вт), джоулях на секунду (Дж/с) или в эргах на секунду (эрг/с). Существует несколько способов найти необходимый параметр.
Его легко вычислить по формуле L = 0,4(Ma -M),если знать абсолютную величину нужной звезды. Так, латинской буквой L обозначается светимость, буква М - это абсолютная звездная величина, а Ма - абсолютная величина Солнца (4,83 Ма).
Другой способ предполагает больших знаний о светиле. Если нам известны радиус (R) и температура (T ef)его поверхности, то светимость можно определить по формуле L=4pR 2 sT 4 ef . Латинская s в данном случае означает стабильную физическую величину - постоянную Стефана-Больцмана.
Светимость нашего Солнца равна 3.839 х 10 26 Ваттам. Для простоты и наглядности, ученые обычно сравнивают светимость космического тела именно с этой величиной. Так, существуют объекты в тысячи или миллионы раз слабее или мощнее Солнца.
Классы светимости звезд
Для сравнения звезд между собой, астрофизики использую различные классификации. Их делят по спектрам, размерам, температурам и т.д. Но чаще всего, для более полной картины используют сразу несколько характеристик.
Существует центральная гарвардская классификация, основанная на спектрах, которые излучают светила. В ней используют латинские буквы, каждая из которых соответствует конкретному цвету излучения (О-голубой, В - бело-голубой, А - белый и т.д.).
Звезды одного спектра могут иметь различную светимость. Поэтому ученые разработали йеркскую классификацию, которая учитывает и этот параметр. Она разделяет их по светимости, основываясь на абсолютной величине. При этом каждому виду звезд приписывают не только буквы спектра, но и цифры, отвечающие за светимость. Так, выделяют:
- гипергигантов (0);
- ярчайших сверхгигантов (Ia+);
- ярких сверхгигантов (Ia);
- нормальных сверхгигантов (Ib);
- ярких гигантов (II);
- нормальных гигантов (III);
- субгигантов (IV);
- карликов главной последовательности (V);
- субкарликов (VI);
- белых карликов (VII);
Чем больше светимость, тем меньше значение абсолютной величины. У гигантов и сверхгигантов оно обозначается со знаком минус.
Связь между абсолютной величиной, температурой, спектром, светимостью звезд показывает диаграмма Герцшпрунга — Рессела. Она была принята ещё в 1910 году. Диаграмма объединяет гарвардскую и йеркскую классификации и позволяет рассматривать и классифицировать светила более целостно.
Разница в светимости
Параметры звезд сильно взаимосвязаны друг с другом. На светимость влияние оказывает температура звезды и её масса. А они во много зависят от химического состава светила. Масса звезды становится тем больше, чем меньше в ней тяжелых элементов (тяжелее водорода и гелия).
Самой большой массой обладают гипергиганты и различные сверхгиганты. Они наиболее мощные и яркие звезды во Вселенной, но вместе с тем, и редчайшие. Карлики, наоборот, обладают небольшой массой и светимостью, но составляют около 90% всех звезд.
Самой массивной звездой, которая известна сейчас, является голубой гипергигант R136a1. Её светимость превышает солнечную в 8,7 миллионов раз. Переменная звезда в созвездии Лебедя (Р Лебедя) превосходит по светимости Солнце в 630 000 раз, а S Золотой Рыбы превышает этот его параметр в 500 000 раз. Одна из самых маленьких известных звезд 2MASS J0523-1403 обладает светимостью 0,00126 от солнечной.
Для представления светимости звёзд. Равна светимости Солнца , составляющей 3,827 × 10 26 Вт или 3,827 × 10 33 Эрг /с.
Расчёт константы
Вы можете рассчитать количество солнечной энергии, попадающей на Землю, путём сравнения площади сферы с радиусом, равным расстоянию Земли от Солнца (центр находится в звезде) и площади сечения, сделанного таким образом, чтобы ось вращения планеты принадлежала плоскости сечения.
- Радиус Земли - 6.378 км.
- Площадь сечения Земли: S Земля = π×радиус² = 128.000.000 км²
- Среднее расстояние до Солнца: R Солнце = 150.000.000 км. (1 а.е.)
- Площадь сферы: S Солнце = 4×π×R Солнце ² = 2,82×10 17 км².
- Количество энергии в единицу времени, попадающей на Землю: P Земля = P Солнце × S Земля /S Солнце = 1,77×10 17 Вт.
- Количество энергии (в единицу времени)на квадратный метр: P Земля /S Земля = 1387 Вт/м² (Солнечная постоянная)
- Человечество примерно потребляет 12×10 12 Вт. Какая площадь необходима для обеспечения энергопотребления? Лучшие солнечные батареи имеют КПД около 33 %. Необходимая площадь составляет 12×10 12 /(1387×0,33) = 26×10 9 м² = 26000 км², или квадрат ~160×160 км. (На самом деле требуется бо́льшая площадь, так как солнце не всегда находится в зените и, к тому же, некоторая часть излучения рассеивается облаками и атмосферой .)
Ссылки
- I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd (2003). "Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars ". The Astrophysical Journal 583 (2): 1024-1039.
Wikimedia Foundation . 2010 .
Смотреть что такое "Светимость Солнца" в других словарях:
В астрономии полная энергия, излучаемая источником в единицу времени (в абсолютных единицах или в единицах светимости Солнца; светимость Солнца = 3,86·1033 эрг/с). Иногда говорят не о полной С., а о С. в некотором диапазоне длин волн. Напр., в… … Астрономический словарь
Светимость термин, используемый для именования некоторых физических величин. Содержание 1 Фотометрическая светимость 2 Cветимость небесного тела … Википедия
Светимость звезды, сила света звезды, т. е. величина излучаемого звездой светового потока, заключённого в единичном телесном угле. Термин «светимость звезды» не соответствует термину «светимость» общей фотометрии. С. звезды может относиться как к … Большая советская энциклопедия
В точке поверхности. одна из световых величин, отношение светового потока, исходящего от элемента поверхности, к площади этого элемента. Единица С. (СИ) люмен с квадратного метра (лм/м2). Аналогичная величина в системе энергетич. величин наз.… … Физическая энциклопедия
СВЕТИМОСТЬ, абсолютная яркость ЗВЕЗДЫ количество энергии, излучаемой ее поверхностью в секунду. Выражается в ваттах (джоулях в секунду) или в единицах измерения яркости Солнца. Болометрическая светимость измеряет общую мощность света звезды на… … Научно-технический энциклопедический словарь
СВЕТИМОСТЬ, 1) в астрономии полное количество энергии, испускаемое космическим объектом в единицу времени. Иногда говорят о светимости в некотором диапазоне длин волн, например радиосветимость. Обычно измеряется в эрг/с, Вт или в единицах… … Современная энциклопедия Википедия
Изменяется ли светимость Солнца?
ДРЕВНЕЙШИЕ ОЛЕДЕНЕНИЯ
Историческая геология свидетельствует, что в прежние геологические эпохи временами наступали похолодания. Самое раннее из установленных оледенений отстояло от наших дней на 2500 млн лет. О существовании ледниковых эпох в далеком прошлом геологи судят на основании находок так называемых тиллитов - неотсортированных пород, включающих валуны и глину, образовавшихся под действием ледника. Если рассмотреть проявление всех крупных оледенений, известных за геологическую историю, нельзя не обратить внимание на неравномерность их распределения во времени. После нескольких фаз, происшедших примерно 2500-2200 млн лет назад, наступил длительный перерыв, измеряемый в 1500 млн лет, когда оледенений не было. Примерно 900 млн лет назад оледенения возобновились и стали происходить с интервалом 50-100 млн лет. Помимо сильных похолоданий, вызывавших мощные оледенения на Земле, существовали и более слабые температурные минимумы, когда похолодание было недостаточным для широкого распространения льда на планете.
Особенностью оледенений было то, что наступали они в неблагоприятных условиях для их проявления (климат на Земле был жарким, отсутствовало четкое разделение на климатические зоны). Тем не менее, резкое похолодание охватывало всю планету независимо от широты. Например, следы верхнепротерозойского оледенения, случившегося 900 млн лет назад, обнаружены в различных местах планеты независимо от географической широты. Ледниковые образования (тиллиты) часто подстилаются и (или) перекрываются осадками, образовавшимися в условиях жаркого климата. Эти факты указывают на то, что похолодание наступало относительно быстро и затем столь же резко заканчивалось. Небольшая мощность ледниковых образований свидетельствует о кратковременности холодных периодов.
Эти особенности древних ледниковых эпох не позволяют связывать их с какими-либо "земными причинами", например, горообразовательными процессами или изменением конфигурации суши и моря. Ведь в те далекие" времена не существовало высоких гор, а колебания уровня океана изменялись очень медленно. Нет оснований объяснять древние оледенения и вспышками вулканической деятельности, поскольку корреляции эпох усиления вулканизма и оледенений отсутствуют: интенсивные вулканические процессы происходили на Земле очень часто, а оледенения - всего лишь несколько раз за всю ее историю. Возможно, в некоторых случаях вулканические извержения способствовали более интенсивному развитию оледенения, но они не могли быть его первопричиной. Не могут вызвать глобальные понижения температуры на десятки градусов такие явления, как изменения наклона земной оси или засорение земной атмосферы пылью (земной или космической). Л.И. Салоп и ряд других ученых склоняются в пользу внеземной причины древних оледенений. Наиболее естественно объяснить оледенения изменениями светимости Солнца. По-видимому, существуют определенные ритмы: приблизительно раз в 80-100 млн лет светимость падает и на протяжении нескольких миллионов лет оказывается ниже средних значений.
Стадиальность оледенений, их периодичность позволяют предположить существование и более крупных ритмов солнечной светимости. Последние 900 млн лет характеризуются эпизодическими фазами оледенений. Далее, в глубине веков, обнаруживается период отсутствия оледенений, длившийся 1500 млн лет. Еще дальше от нашего времени оледенения вновь появляются, но не на столь продолжительное время. Нельзя исключать, что колебания светимости Солнца были и ранее, но они не проявили себя в форме оледенений, поскольку температура на Земле тогда была высокой и не опускалась ниже 0°С в течение фазы похолодания. Если наше пред положение верно, то можно говорить о периодичности колебаний солнечной светимости. Какой-то интервал времени Солнце ведет себя как стационарная звезда, а затем, примерно в течение такого же периода, пульсирует с периодом 80-100 млн лет. Оледенения указывают интервалы времени, когда светимость Солнца падала и температура на поверхности планеты понижалась. А есть ли свидетельства противоположного явления - эпизодического возрастания светимости Солнца? История Земли не дает определенного ответа на этот вопрос. Увеличение светимости Солнца должно было привести к разогреву поверхности Земли и, следовательно, подъему температуры воды, а это вызвало бы изменения в экологической обстановке. Такие изменения геологи фиксировали неоднократно, однако связаны ли они с ростом температуры, пока сказать трудно.
ОБ ИСТОРИИ ЗЕМЛИ РАССКАЖЕТ МАРС?
В исследовании колебаний светимости Солнца может помочь изучение истории Марса. Как известно, температура на его поверхности колеблется от -120°С ночью до +20°С днем. Однако в истории Марса были периоды, когда температура поднималась еще выше и по Марсу текли реки. Такие потепления происходили на Марсе неоднократно, но точно определить время этих теплых эпох ученые еще не могут, так как нет абсолютных датировок возраста горных пород планеты. Считается, что жидкая вода на поверхности Марса оказалась не в результате дождей, а за счет таяния подземных льдов. Вода, выйдя из растаявшего грунта, устремилась в разработанные ею речные долины, чтобы затем вновь уйти в грунт в пределах обширных бессточных впадин. Относительно причин потеплений на Марсе нет единого мнения. Многие считают, что таяние подземных льдов вызвано активизацией глубинных процессов и прежде всего вулканической деятельностью. С таким выводом трудно согласиться, поскольку эндогенная деятельность на Марсе интенсивно проявила себя в ранний период его истории (ранее 2,5 млрд лет назад), а водно-эрозионная деятельность, наоборот, характерна для последних 2,5 млрд лет. Речные долины на Марсе, как правило, расположены на большом удалении от вулканических массивов. Да и энергетически трудно представить механизм эпизодического разогрева всей планеты вулканическими извержениями.
Больше оснований связать потепление на Марсе с ростом светимости Солнца. Увеличение поступающего от него тепла привело к значительному повышению температуры на поверхности Марса, в результате чего промерзший грунт начинал таять. Излишки воды из одних мест стали перетекать в другие, где уровень подземных вод был ниже. Современная изученность Марса позволяет выделять по меньшей мере два этапа флювиаль-ной (водноэрозионной) деятельности на его поверхности. Самый ранний из них, когда заложились древние долины - Узбой, Ладон, Маадим, Бахрам -приблизительно датируется в 2500 лет назад. Более молодой флювиаль-ный этап, когда сформировались долины Касэй, Тиу, Симуд, Ведра, Маджа и др., приходится на последний миллиард лет марсианской истории.
ДВА СОСТОЯНИЯ СОЛНЦА?
Если сопоставить эпохи оледенений Земли и эпохи флювиальных процессов на Марсе, то они примерно совпадают по времени. Возможно, это не случайно.В эти периоды солнечная светимость изменялась как в сторону ее резкого увеличения, так и уменьшения. Увеличение проявилось на Марсе в виде флювиальных этапов, а уменьшение на Земле - в виде ледниковых эпох. Если эти предположения верны, то у дневного светила существуют два периодически сменяющих друг друга типа состояния. Первое - относительно спокойное, характерное для эпохи от 2250 млн лет до 900 млн лет, когда не было значительных изменений интенсивности свечения. Второе - контрастное, когда возникали как фазы усиления, так и фазы сокращения светимости. Мы живем в продолжающуюся уже 900 млн лет контрастную эпоху.
В чем причина столь резких колебаний светимости Солнца? Ведь оно считается стационарной звездой, а колебания солнечной постоянной не превышают 0,3% (что совершенно недостаточно для глобального оледенения). Однако в последнее время некоторые астрофизики допускают возможность более значительных колебаний солнечной светимости. Известно, что количество солнечного нейтрино, зарегистрированное наземными приборами, оказалось значительно меньше, чем должно быть согласно теоретическим расчетам. Так, по модели, предложенной У. Фаулером (1972 г.), высокие температуры, необходимые для возбуждения ядерных процессов, устанавливаются во внутренних частях Солнца периодически через определенные интервалы времени - порядка 200-300 млн лет. Когда эти температуры достигнуты, раскаленная плазма вследствие конвективной неустойчивости поднимается и перемешивается с относительно холодным веществом у поверхности. В результате светимость Солнца падает примерно на 35%, а температура на Земле на 30°С и более. Такое состояние длится около 10 млн лет. Высказанная гипотеза, естественно, встречает определенные возражения. Например, получены данные, указывающие на возможность существования у нейтрино массы покоя, а это может привести к тому, что излучаемые Солнцем нейтрино трансформируются так, что их невозможно регистрировать принятыми методами. Рассматриваемая проблема обсуждается лишь на качественном уровне. Для решения вопроса о том, насколько должна понизиться светимость Солнца, чтобы вызвать оледенение, нужны специальные расчеты. По-видимому, речь идет о снижении светимости на 10% и более.
Стоит лишь подчеркнуть, что анализ геологических данных, свидетельствующих об изменении во времени температуры земной поверхности, -единственная возможность обнаружить и оценить колебания солнечной светимости, имевшие место миллионы и миллиарды лет назад. Прямого пути установления столь протяженных циклов колебаний светимости Солнца у ученых пока нет. Поэтому остается лишь косвенный путь - искать следы пульсаций Солнца в истории обращающихся вокруг него планет. Обратим внимание еще на одно обстоятельство. Среди астрономов и геофизиков распространена точка зрения, что в период образования Земли, т.е. 4,6 млрд лет назад, уровень солнечной радиации был на 40% ниже, чем сейчас, и с тех пор вплоть до наших дней он увеличивался. Следовательно, температура на Земле должна постепенно возрастать. Данные же "каменной летописи" Земли свидетельствуют об обратном - температура на поверхности планеты постепенно понижалась. Так, 3,8 млрд лет назад, на основании определения отношения изотопов кислорода в кремнистых отложениях серии Исуа (Гренландия), температура находилась в интервале 90-150°С. Три миллиарда лет назад она колебалась в пределах от 90 до 65°С и дальше постепенно снижалась до современной. Лишь будущие исследования покажут, как выйти из этого противоречия.
- Автор статьи И.А. Резанов , доктор геолого-минералогических наук, Институт истории естествознания и техники РАН им. С.И. Вавилова
- Подготовка и выпуск проект "Астрогалактика" 15.09.2007
Каким же образом стало известно, сколько энергии излучает Солнце?
На протяжении почти полутора столетий астрономы и геофизики затратили много усилий для того, чтобы определить солнечную постоянную. Так называется полное количество энергии солнечного излучения всех длин волн, падающее на площадку в 1 см 2 , поставленную перпендикулярно солнечным лучам вне земной атмосферы и на среднем расстоянии Земли от Солнца. Определение солнечной постоянной кажется довольно простой задачей. Но это только на первый взгляд. В действительности же исследователь сталкивается с двумя серьезными трудностями.
Прежде всего необходимо создать такой приемник излучения, который с одинаковой чувствительностью воспринимал бы все цвета видимого света, а также ультрафиолетовые и инфракрасные лучи - одним словом, весь спектр электромагнитных волн. Напомним читателю, что видимый свет, ультрафиолетовое и рентгеновское излучение, гамма-лучи, инфракрасное излучение и радиоволны в определенном смысле имеют одинаковую природу. Отличие их друг от друга обусловлено лишь частотой колебаний электромагнитного поля или длиной волны. В табл. 2 указаны длины волн лямбда различных областей спектра электромагнитного излучения, а также частоты v в герцах и энергии квантов hv в электронвольтах).
Как показывает табл. 2, видимая область, имея протяженность немного менее октавы, составляет весьма небольшую часть всего спектра электромагнитного излучения, простирающегося от гамма-лучей с длиной волны в тысячные доли нанометра до метровых радиоволн, более чем на 46 октав. Солнце излучает практически во всем этом гигантском диапазоне длин волн, и в солнечной постоянной должна учитываться, как уже сказано, энергия всего спектра. Наиболее подходящими для этой цели являются тепловые приемники, например, термоэлементы и болометры, в которых измеряемое излучение превращается в тепло, а показания прибора зависят от количества этого тепла, т. е. в конечном счете - от мощности падающего излучения, но не от его спектрального состава.
Остроумно устроен компенсационный пиргелиометр Ангстрема, изобретенный в 1895 г. и получивший (с непринципиальными усовершенствованиями) широкое распространение. Представьте себе две рядом стоящие одинаковые пластинки (из манганина). Обе они покрыты платиновой чернью или специальным черным лаком. Одна из них освещается и нагревается солнечными лучами, а другая закрыта шторкой. Через затененную пластинку пропускается электрический ток такой силы (регулируется реостатом), чтобы ее температура была равна температуре освещенной пластинки. Мощность тока, необходимая для компенсации солнечного нагрева (отсюда и название прибора - компенсационный пиргелиометр) является мерой мощности падающего излучения.
Достоинство пиргелиометра Ангстрема в его простоте, надежности и хорошей воспроизводимости показаний. Именно поэтому он уже более 85 лет применяется в разных странах. Тем не менее измерения с ним нуждаются во внесении некоторых небольших, но трудноопределяемых поправок. Прежде всего никакое чернение (в том числе сажей, платиновой чернью и т. д.) не обеспечивает полного поглощения падающих лучей. Какая-то доля их (порядка 1,5-2%) отражается, причем эта доля может меняться с длиной волны. В связи с этим в последние два десятилетия разработаны полостные приборы. Схема одного из них (пиргелиометр ПАКРАД-3, серийно выпускаемый фирмой «Лаборатория Эппли», США), приведена на рис. 1.
В верхнюю приемную полость l , образованную цилиндром 2, конусом 3 с двойными стенками и усеченным конусом 4, солнечные лучи попадают через прецизионную диафрагму 5. Термобатарея 6 позволяет определить повышение температуры в верхней конструкции по сравнению с аналогичными точками нижней, устроенной в точности так же, как и верхняя (только конус в ней развернут на 180° для компактности). Мощность поглощаемого излучения равна мощности тока, который необходимо пропустить по обмотке 7, чтобы при закрытой диафрагме 5 вызвать равное повышение температуры.
Поскольку солнечные лучи могут выйти из полости 1 только после нескольких отражений, полость, зачерненная изнутри таким же лаком, что и пластинки пиргелиометра Ангстрема, обладает большим коэффициентом поглощения. Он составляет 0,997-0,998, а в отдельных случаях доходит до 0,9995. В этом преимущество полостных приборов, получающих широкое распространение.
Вторая трудность определения солнечной постоянной порождается земной атмосферой. Последняя ослабляет любое излучение, причем ослабление сильно зависит от длины волны. Синие и фиолетовые лучи ослабляются значительно больше, чем красные, и еще сильнее ослабляются ультрафиолетовые. Излучение с длиной волны меньше 300 нм вообще полностью задерживается земной атмосферой, как и большая часть инфракрасных лучей. К тому же оптические свойства атмосферы крайне непостоянны даже при ясной безоблачной погоде.
Из-за того что лучи разных длин волн ослабляются атмосферой по-разному, коэффициент прозрачности нельзя найти, проводя наблюдения в «белом свете» на приборах типа пиргелиометров, которые регистрируют неразложенное в спектр излучение всех длин волн. Совершенно необходим спектрометрический прибор. Наблюдения на нем позволят определить значения коэффициента прозрачности атмосферы по отдельности для ряда длин волн. Только после этого можно вычислить по ним поправку за атмосферу к показаниям пиргелиометра.
Все это очень осложняет определение солнечной постоянной с поверхности Земли. Не удивительно, что наблюдения, сделанные, например, в прошлом столетии, имели низкую точность, и у разных авторов получались значение, различающиеся в 2 раза и более.
Методически самыми лучшими среди наземных определений по праву считаются работы, начатые в 1900 г. и продолжавшиеся в течение нескольких десятилетий под руководством Ч. Аббота. Они показывали результаты, имевшие разброс 2-3% около среднего значения. Сам Аббот интерпретировал этот разброс как реальные изменения солнечного излучения. Однако впоследствии более рафинированный анализ этих же самых наблюдений показал, что разброс порожден ошибками, связанными прежде всего с недостаточным учетом нестабильностей земной атмосферы.
Между тем для метеорологии и ряда других наук о Земле, а также для астрофизики (в частности, физики планет) необходимы как более точное знание этой величины, так и решение вопроса о том, является ли солнечная постоянная действительно постоянной, т. е. происходят ли и в каких пределах возможные колебания солнечного излучения.
Наиболее кардинальное решение проблемы дает использование искусственных спутников Земли. Спутники, предназначенные как раз для измерения солнечной постоянной, регулярно «работают» последние 10-12 лет. Вынос приборов за пределы атмосферы (конечно, наряду с усовершенствованием самих приборов) позволяет определять потоки солнечного излучения с невиданной ранее точностью - абсолютное значение до 0,3%, а возможные колебания до 0,001% от среднего значения. Тем не менее, несмотря на достигнутую точность, проблема колебаний солнечной постоянной до конца не решена. Установлено только, что их амплитуда (если они существуют) не более 0,1-0,2%. Не вдаваясь дальше в дискуссию о стабильности солнечного излучения, отметим, что с точностью до 1 % солнечная постоянная составляет 137 мВт/см 2 , или 1,96 кал (см 2 мин) -1 .
Зная величину солнечной постоянной, мы можем получить интересные данные. Рассмотрим некоторый участок земной поверхности и примем, что угол падения солнечных лучей на него равен 60° (высота Солнца над горизонтом 30°). В этом случае, довольно типичном для условий средних широт, до поверхности Земли дойдет примерно 65% от полного потока излучения Солнца, остальное будет задержано атмосферой. Освещенность земной поверхности нужно еще уменьшить вдвое из-за наклонного падения лучей. Легко подсчитать, что при этих условиях на участок размером 5×10 км (равный площади среднего города) от Солнца поступает мощность в 22 млн. кВт, т. е. больше, чем будет давать весь комплекс 5 электростанций, строящихся в Экибастузе. Далее, зная радиус земного шара, равный 6,371 10 8 см, легко найти площадь «поперечного сечения» Земли (1,275 10 18 см 2) и подсчитать, что мощность солнечного излучения, падающего на всю освещенную Солнцем половину земной поверхности, составляет огромную величину - около 1,7 10 14 кВт. Чтобы представить ее более наглядно, достаточно сказать, что солнечной энергии, падающей на дневную полусферу Земли, достаточно, чтобы за 1 с растопить глыбу льда объемом 0,56 км 3 (длиной и шириной 1 км и высотой 560 м) или за 4 ч нагреть от 0 до 100° С и вслед за тем испарить столько воды, сколько ее имеется в Ладожском озере (908 км 3). Наконец, за 26 сут Солнце посылает на Землю энергии больше, чем ее содержатся во всех разведанных и прогнозируемых запасах угля, нефти и газа и других видов ископаемых топлив. Эти запасы оцениваются в 13 10 12 т так называемого условного топлива (т. е. топлива с теплотворной способностью 7000 кал/г, или 29,3 10 6 Дж/кг).
Энергетика всех явлений погоды, всех природных процессов, происходящих в земных атмосфере и гидросфере, таких, как ветер, испарение океанов, перенос влаги облаками, осадки, ручьи и реки и океанические течения, движение ледников - все это в основном преобразованная энергия солнечного излучения, упавшего на Землю. Развитие биосферы определяется теплом и светом, поэтому некоторые виды топлив, а также вся наша пища, по образному выражению К. А. Тимирязева, «есть консерв солнечных лучей».
Приведем еще одну цифру. Среднее расстояние Земли от Солнца (или большая полуось земной орбиты) составляет 149,6 10 6 км. Отсюда полная светимость Солнца равна 3,82 10 23 кВт, или 3,82 10 33 эрг/с; эта величина почти на 17 порядков превосходит мощность крупнейших технических энергоустановок, таких, как наши крупнейшие гидро- и тепловые электростанции.
Солнце - это желтый карлик спектрального класса G2 V, принадлежащий главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Основные характеристики Солнца приведены в табл. 1. Заметим, что хотя Солнце газовое вплоть до самого центра, его средняя плотность (1,4 г/см3) превышает плотность воды, а в центре Солнца она значительно выше, чем даже у золота или платины, имеющих плотность ок. 20 г/см3. Поверхность Солнца при температуре 5800 К излучает 6,5 кВт/см2.
Характеристики Солнца
Таблица 3.1 Характеристики Солнца(по Школовскому И.С,1984 г.)
Внутреннее строение солнца
Солнце - это звезда, основными элементами которой являются водород (75%), гелий (около 25 %), углерод, кислород, азот и некоторые другие элементы в очень незначительных количествах. Солнце состоит из нескольких сферических слоев. Такими слоями являются ядро, область лучевого переноса энергии, конвективная зона и атмосфера. В атмосфере исследователи выделяют несколько областей: фотосферу, хромосферу и корону.
Ядро. Ученые достоверно не знают, что находится в солнечном ядре. Достоверно известно одно - в центральной части звезды протекают термоядерные реакции, в результате которых высвобождается огромное количество энергии. Энергия представляет собой излучение в виде волн сверхкороткой частоты. В ядре Солнца очень высокие температуры и огромное давление. Область лучистого переноса энергии. Эта область представляет собой оболочку из невидимого газа, температура которого огромна. Газ практически неподвижен. Он обволакивает ядро. Электромагнитная энергия из солнечного ядра поступает в область лучистого переноса энергии. При этом коротковолновое гамма-излучение превращается в рентгеновское излучение с большей длиной волны. По мере удаления от ядра температура газа понижается. Конвективная область. Это сферическая оболочка, которая наслаивается на область лучистого переноса энергии. Она состоит из газа высокой температуры. Толщина этой оболочки Солнца составляет 1/10 часть радиуса звезды. Газ конвективной области подвижен, т.к. конвективная область находится между областью лучистого переноса энергии и атмосферой Солнца и оказывается как бы зажатой между областями с разными температурами и давлением.
Когда волновая энергия солнечного ядра достигает его атмосферы, она начинает светиться. На этом участке солнца возникает солнечный свет.
Атмосфера солнца
Таблица 3.3 Строение атмосферы Солнца
Фотосфера. Выше слои Солнца, образующие солнечную атмосферу. Современная гелиофизика различает три таких отличающихся друг от друга слоя, физические условия в которых различны. Нижние, сравнительно плотные непрозрачные слои образуют фотосферу, более разреженные и протяженные - хромосферу и корону .
Излучение, приходящее к нам от Солнца, возникает в очень тонком поверхностном слое - фотосфере (слое света), толщина которого по солнечным масштабам ничтожна, всего около 400 км. Нижний уровень фотосферы соответствует резкому видимому краю солнечного диска.
Фотосфера не только испускает, но и поглощает свет, приходящий из более глубоких слоев Солнца. Их мы уже не видим потому, что свет от них полностью поглощается фотосферой. (Фотосферу составляет сильно разреженный газ с плотностью 1-3*10-8г/см3, температура в среднем оценивается в 5780 К. Температура в фотосфере по мере подъема уменьшается, а, следовательно, уменьшается и интенсивность свечения газов. Поскольку газы фотосферы непрозрачны, при косом, расположении слоев атмосферы относительно луча зрения будут видны только внешние более холодные слои. Этим объясняется любопытный факт: по мере приближения к краю диска Солнце кажется темнее.).На рисунке 3.3.1 показано строение фотосферы Солнца. (по Марленскому А.Д, 1970 г.)
В фотосфере образуются наблюдаемые в спектре Солнца многочисленные темные линии. Появление этих линий, называемых по имени впервые описавшего их ученого фраунгоферовыми, вызывается особым процессом рассеяния.
Рисунок 3.3.1 Фотосфера Солнца
Хромосфера - это слой атмосферы Солнца, который находится над фотосферой. Этот слой имеет красновато-фиолетовый цвет. Хромосферу можно наблюдать во время солнечных затмений. Огненные языки, которые видны вокруг лунного диска, закрывающего Солнце, и есть хромосфера.
Хромосфера состоит из разряженных газов. Толщина хромосферы 10 - 15 тысяч километров, а температура огненных языков в десятки раз больше температуры в фотосфере. На рисунке 3.3.2 изображена хромосфера Солнца (по Марленскому А.Д, 1970 г.)