Солнечная постоянная

Колебания и длительное увеличение

Сила излучения самого солнца почти постоянна. Одиннадцатилетний цикл солнечных пятен также вызывает колебания — как в видимом спектре, так и в общей радиации — менее чем на 0,1 процента.

В УФ-диапазоне ниже 170 нм излучение может изменяться в 2 раза. В рентгеновском диапазоне от 0,2 до 3 нм выход излучения может быть увеличен до двух порядков, т.е. ЧАС. в 100 раз. В случае солнечных вспышек в рентгеновском диапазоне от 0,1 до 0,8 нм возможны изменения более чем на пять порядков величины (то есть в более чем 100 000 раз: A1 до> X17 по состоянию на 4 ноября 2003 г.).

Среднесрочные возмущения земной орбиты, которые также влияют на освещенность Земли, описываются циклами Миланковича .

В долгосрочной перспективе, в результате естественного развития как выход солнечной радиации увеличивается примерно на один процент каждые 100 миллионов лет. Вскоре после создания его светимость составляла всего около 70 процентов от текущего значения

При оценке климата в ранней истории Земли этот аспект должен быть принят во внимание, тогда как он не играл никакой роли со времен истории человечества.

Зональное распределение солнечной радиации у земной поверхности

До земной поверхности солнечная радиация доходит ослабленной атмосферным поглощением и рассеянием. Кроме того, в атмосфере всегда есть облака, и прямая солнечная радиация часто вообще не достигает земной поверхности, поглощаясь, рассеиваясь и отражаясь обратно облаками. Облачность может уменьшать приток прямой радиации в широких пределах. Например, в Ташкенте, в зоне пустыни, в малооблачном августе теряется вследствие наличия облаков всего 20% прямой солнечной радиации. Но во Владивостоке с его муссонным климатом потеря прямой радиации вследствие облачности летом составляет 75%. В Петербурге, даже в среднем за год, облака не пропускают к земной поверхности 65% прямой радиации.

Итак, действительные количества прямой солнечной радиации, достигающие земной поверхности в течение того или иного времени, будут значительно меньше, чем количества, рассчитанные для границы атмосферы. Распределение же их по Земному шару будет более сложным, так как степень прозрачности атмосферы и условия облачности весьма изменчивы в зависимости от географической обстановки.
В качестве второго приближения к действительным условиям можно принять среднее распределение солнечной радиации у земной поверхности по широтным зонам, как это сделано для северного полушария в приведенной таблице. Из таблицы можно видеть, что прямая радиация у земной поверхности весьма значительно уменьшена на пути сквозь атмосферу. При этом наибольший приток прямой радиации летом не в полярных широтах, как на границе атмосферы, а под 30-40° широты. В полярных широтах слишком велико ослабление радиации вследствие небольших высот солнца. Весной и осенью максимум прямой радиации не у экватора, как на границе атмосферы, а на 10-20° весной и на 20-30° осенью: у экватора слишком велика облачность. Только зимой данного полушария приэкваториальная зона получает радиации на земную поверхность, так же как и на верхнюю границу атмосферы, больше, чем все другие зоны.

Из таблицы видно, насколько существенно дополняется этот приток прямой радиации к земной поверхности рассеянной радиацией. Величины рассеянной радиации в общем меньше, чем прямой, но порядок величин тот же. В тропических и средних широтах величина рассеянной радиации — от половины до двух третей прямой радиации; под 50-60° широты она уже близка к прямой, а в высоких широтах (60-90°) рассеянная радиация почти весь год больше прямой. Летом приток рассеянной радиации в высоких широтах больше, чем в других зонах северного полушария.
Более точное представление о распределении радиации но Земному шару можно получить из климатологических (многолетних средних) карт. Мы рассмотрим дальше такие карты для суммарной радиации.

Транснептуновый регион Солнечной системы

В поясе Койпера было обнаружено более тысячи объектов; также предполагают, что там есть порядка 100 000 объектов крупнее 100 км в диаметре. Учитывая их малый размер и чрезвычайное расстояние до Земли, химический состав объектов пояса Койпера довольно трудно определить.

Но спектрографические исследования региона показали, что его члены по большей части состоят из льдов: смеси легких углеводородов (вроде метана), аммиака и водного льда — таким же составом обладают кометы. Первоначальные исследования также подтвердили широкий диапазон цветов у объектов пояса Койпера, от нейтрального серого до насыщенного красного.

Это говорит о том, что их поверхности состоят из широкого ряда соединений, от грязных льдов до углеводородов. В 1996 году Роберт Браун получил спектроскопические данные о KBO 1993 SC, которые показали, что состав поверхности объекта чрезвычайно похож на плутонов (и спутника Нептуна Тритон) тем, что обладает большим количеством метанового льда.

Водный лед был обнаружен у нескольких объектов пояса Койпера, включая 1996 TO66, 38628 Huya и 2000 Varuna. В 2004 году Майк Браун и др. определили существование кристаллической воды и гидрата аммиака у одного из крупнейших известных объектов Койпера 50000 Quaoar (Квавар). Оба этих вещества были уничтожены в процессе жизни Солнечной системы, а, значит, поверхность Квавара недавно изменилась вследствие тектонической активности или падения метеорита.

Компания Плутона в поясе Койпера достойна упоминания. Квавар, Макемаке, Хаумеа, Эрида и Орк — все это крупные ледяные тела пояса Койпера, у некоторых из них даже есть спутники. Они чрезвычайно далеки, но все же находятся в пределах досягаемости.

Результаты измерений рассеянной радиации

Интенсивность рассеянной радиации, измеряемая, как сказано выше, для единицы горизонтальной поверхности, также меняется в течение дня.

Она возрастает до полудня по мере возрастания высоты солнца и убывает после полудня. Зависит она и от прозрачности атмосферы; однако уменьшение прозрачности, т. е. увеличение числа помутняющих частиц в атмосфере, не уменьшает, а увеличивает рассеянную радиацию. Кроме того, рассеянная радиация в очень широких пределах меняется в зависимости от облачности; радиация, отраженная облаками, также частично рассеивается, в связи с чем общая интенсивность рассеянной радиации возрастает. По той же причине отражение радиации снежным покровом увеличивает рассеянную радиацию.

В безоблачные дни рассеянная радиация невелика. Даже при высоком солнце, т. е. в полуденные часы летом, ее интенсивность в отсутствии облаков не превышает 0,1 кал/см2 мин. Облачность увеличивает эту величину в 3-4 раза.

В Арктике, при сравнительно тонких облаках и снежном покрове, рассеянная радиация летом может достигать 1 кал/см2 мин. Очень велика она летом и в Антарктиде. С увеличением высоты места над уровнем моря интенсивность рассеянной радиации убывает.

Рассеянная радиация может, таким образом, существенно дополнять прямую солнечную радиацию, особенно при низком солнце.

Рассеянная радиация не только увеличивает нагревание земной поверхности. Она увеличивает и освещенность на земной поверхности. Особенно существенно, иногда до 40%, увеличивается общая освещенность, если на небе есть облака, не закрывающие солнечный диск.

Распределение радиации «на границе атмосферы»

Для климатологии представляет существенный интерес вопрос о распределении притока и отдачи радиации по Земному шару. Рассмотрим сначала распределение солнечной радиации на горизонтальную поверхность «на границе атмосферы». Можно было бы также сказать: «в отсутствии атмосферы». Этим мы допускаем, что нет ни поглощения, ни рассеяния радиации, ни отражения ее облаками. Распределение солнечной радиации на границе атмосферы является простейшим. Оно действительно существует на высоте нескольких десятков километров. Указанное распределение называют солярным климатом.
Известно, как меняется в течение года солнечная постоянная и, стало быть, количество радиации, приходящее к Земле. Если определять солнечную постоянную для фактического расстояния Земли от Солнца, то при среднем годовом значении 1,98 кал/см2 мин. она будет равна 2,05 кал/см2 мин. в январе и 1,91 кал/см2 мин. в июле.

Стало быть, северное полушарие за летний день получает на границе атмосферы несколько меньше радиации, чем южное полушарие за свой летний день.

Количество радиации, получаемое за сутки на границе атмосферы, зависит от времени года и широты места. Под каждой широтой время года определяет продолжительность притока радиации. Но под разными широтами продолжительность дневной части суток в одно и то же время разная.

На полюсе солнце летом не заходит вовсе, а зимой не восходит в течение 6 месяцев. Между полюсом и полярным кругом солнце летом не заходит, а зимой не восходит в течение периода от полугода до одних суток. На экваторе дневная часть суток всегда продолжается 12 часов. От полярного круга до экватора дневное время суток летом убывает и зимой возрастает.

Но приток солнечной радиации на горизонтальную поверхность зависит не только от продолжительности дня, а еще и от высоты солнца. Количество радиации, приходящее на границе атмосферы на единицу горизонтальной поверхности, пропорционально синусу высоты солнца. А высота солнца не только меняется в каждом месте в течение дня, но зависит и от времени года. Высота солнца на экваторе меняется в течение года от 90 до 66,5°, на тропиках — от 90 до 43°, на полярных кругах — от 47 до 0° и на полюсах от 23,5 до 0°.

Шарообразность Земли и наклон плоскости экватора к плоскости эклиптики создают сложное распределение притока радиации по широтам на границе атмосферы и его изменения в течение года.
Зимой приток радиации очень быстро убывает от экватора к полюсу, летом — гораздо медленнее. При этом максимум летом наблюдается на тропике, а от тропика к экватору приток радиации несколько убывает. Малая разница в притоке радиации между тропическими и полярными широтами летом объясняется тем, что хотя высоты солнца в полярных широтах летом ниже, чем в тропиках, но зато велика продолжительность дня. В день летнего солнцестояния полюс поэтому получал бы в отсутствии атмосферы больше радиации, чем экватор. Однако у земной поверхности в результате ослабления радиации атмосферой, отражения ее облачностью и т.д., летний приток радиации в полярных широтах существенно меньше, чем в более низких широтах.

На верхней границе атмосферы вне тропиков имеется в годовом ходе один максимум радиации, приходящийся на время летнего солнцестояния, и один минимум, приходящийся на время зимнего солнцестояния. Но между тропиками приток радиации имеет два максимума в году, приходящиеся на те сроки, когда солнце достигает наибольшей полуденной высоты. На экваторе это будет в дни равноденствий, в других внутритропических широтах — после весеннего и перед осенним равноденствием, отодвигаясь тем больше от сроков равноденствий, чем больше широта. Амплитуда годового хода на экваторе мала, внутри тропиков невелика; в умеренных и высоких широтах она значительно больше.

Радиационный баланс земной поверхности

Разность между поглощенной радиацией и эффективным излучением

R = (I sinh + i)(1 — A) — Ee

называют радиационным балансом земной поверхности. Другое ее название — остаточная радиация.

Радиационный баланс переходит от ночных, отрицательных значений к дневным, положительным после восхода солнца при высоте его 10-15°. От положительных значений к отрицательным он переходит перед заходом солнца при той же его высоте над горизонтом. При наличии снежного покрова радиационный баланс переходит к положительным значениям только при высоте солнца около 20-25°, так как при большом альбедо снега поглощение им суммарной радиации мало. Днем радиационный баланс растет с увеличением высоты солнца и убывает с ее уменьшением. В ночные часы, когда суммарная радиация отсутствует, отрицательный радиационный баланс равен эффективному излучению и потому меняется в течение ночи мало, если только условия облачности остаются одинаковыми.

Солнечная постоянная и общий приток солнечной радиации к Земле

Интенсивность солнечной радиации перед вступлением ее в атмосферу (обычно говорят: «на верхней границе атмосферы» или «в отсутствии атмосферы») называют солнечной постоянной. Смысл слова постоянная состоит здесь в том, что эта величина не зависит от поглощения и рассеяния радиации в атмосфере. Она относится к радиации, на которую атмосфера еще не повлияла. Солнечная постоянная, зависит, таким образом, только от излучательной способности Солнца и от расстояния между Землей и Солнцем.

Земля вращается вокруг Солнца по мало растянутому эллипсу, в одном из фокусов которого находится Солнце. В начале января она наиболее близка к Солнцу (147 млн. км), в начале июля — наиболее далека от него (152 млн. км). Так как интенсивность радиации меняется обратно пропорционально квадрату расстояния, то солнечная постоянная в течение года меняется на ±3,5%. При среднем расстоянии Земли от Солнца солнечная постоянная, по новейшим определениям, с использованием ракетных измерений, равна 2,00±0,04 кал/см2мин.

На освещенное полушарие Земли на верхней границе атмосферы за одну минуту падает количество солнечной энергии, равное произведению солнечной постоянной на площадь большого круга Земли, выраженную в квадратных сантиметрах. При среднем радиусе Земли 6371 км эта площадь равна 12,75*1017 см2, а приходящая на нее за одну минуту лучистая энергия равна 25*1017 кал. За год Земля получает 1,37*1024 кал.

В среднем на каждый квадратный километр земной поверхности приходится за год 2,6*1015 кал. Чтобы получить такое количество тепла искусственно, нужно было бы сжечь свыше 400 тыс. т каменного угля. Все существующие на Земле запасы каменного угля равноценны тридцатилетнему притоку солнечной радиации к Земле. За 1,5 суток Солнце дает Земле столько же энергии, сколько дают электростанции всех стран в течение года. При этом солнечная радиация, приходящая к Земле, — менее чем одна двухмиллиардная доля всего излучения Солнца.

Отражение солнечной радиации. Поглощенная радиация. Альбедо Земли

Падая на земную поверхность, суммарная радиация в большей своей части поглощается в верхнем, тонком слое почвы или воды и переходит в тепло, а частично отражается. Величина отражения солнечной радиации земной поверхностью зависит от характера этой поверхности. Отношение количества отраженной радиации к общему количеству радиации, падающей на данную поверхность, называется альбедо поверхности. Это отношение выражается в процентах.

Итак, из общего потока суммарной радиации I sinh+i отражается от земной поверхности часть его (I sinh + i) А, где А — альбедо поверхности. Остальная часть суммарной радиации (I sinh + i)*(1-А) поглощается земной поверхностью и идет на нагревание верхних слоев почвы и воды. Эту часть называют поглощенной радиацией.

Альбедо поверхности почвы в общем заключается в пределах 10-30%; в случае влажного чернозема оно снижается до 5%, а в случае сухого светлого песка может повышаться до 40%. С возрастанием влажности почвы альбедо снижается. Альбедо растительного покрова — леса, луга, поля — заключается в пределах 10-25%. Для свежевыпавшего снега альбедо 80-90%, для давно лежащего снега — около 50% и ниже. Альбедо гладкой водной поверхности для прямой радиации меняется от нескольких процентов при высоком солнце до 70% при низком солнце; оно зависит также от волнения. Для рассеянной радиации альбедо водных поверхностей 5-10%. В среднем альбедо поверхности мирового океана 5-20%. Альбедо верхней поверхности облаков — от нескольких процентов до 70-80% в зависимости от типа и мощности облачного покрова; в среднем же оно 50-60%.

Преобладающая часть радиации, отраженной земной поверхностью и верхней поверхностью облаков, уходит за пределы атмосферы в мировое пространство. Также уходит в мировое пространство часть рассеянной радиации, около одной трети ее. Отношение этой уходящей в космос отраженной и рассеянной солнечной радиации к общему количеству солнечной радиации, поступающему в атмосферу, носит название планетарного альбедо Земли или просто альбедо Земли.

Планетарное альбедо Земли оценивается в 35-40%; по-видимому, оно ближе к 35%. Основную часть планетарного альбедо Земли составляет отражение солнечной радиации облаками.

Из каких элементов состоит Солнце?

Если бы у вас получилось разложить звезду на части, и сравнить составные элементы, вы бы поняли, что состав Солнца представляет собою 74% водорода и 24% гелия. Также, Солнце состоит из 1% кислорода, и оставшийся 1% — это такие химические элементы таблицы Менделеева, как хром, кальций, неон, углерод, магний, сера, кремний, никель, железо. Астрономы полагают, что элемент тяжелее гелия – это металл.

Протон-протонный цикл происходящий в недрах Солнца

Как появились все эти элементы Солнца? В результате Большого Взрыва появились водород и гелий. В начале становления Вселенной, первый элемент, водород, появился из элементарных частиц. Из-за большой температуры и давления условия во Вселенной были как в ядре звезды. Позже, водород синтезировался в гелий, пока во Вселенной была высокая температура, необходимая для протекания реакции синтеза. Существующие пропорции водорода и гелия, которые есть во Вселенной сейчас, сложились после Большого Взрыва и не изменялись.

Остальные элементы Солнца созданы в других звездах. В ядрах звезд постоянно происходит процесс синтеза водорода в гелий. После выработки всего кислорода в ядре, они переходят на ядерный синтез более тяжелых элементов, таких как литий, кислород, гелий. Многие тяжелые металлы, которые есть в Солнце, образовывались и в других звездах в конце их жизни.

Образование самых тяжелых элементов, золота и урана, происходило, когда звезды, во много раз больше нашего Солнца, детонировали. За доли секунды образования черной дыры, элементы сталкивались на большой скорости и образовывались самые тяжелые элементы. Взрыв раскидал эти элементы по всей Вселенной, где они помогли образоваться новым звездам.

Наше Солнце собрало в себя элементы, созданные Большим Взрывом, элементы от умирающих звезд и частицы появившихся в результате новых детонаций звезд.

Строение Солнца в диаграмме

NASA специально разработало для образовательных потребностей схематическое изображение строения и состава Солнца с указанием температуры для каждого слоя:

(Visible, IR and UV radiation) – это видимое излучение, инфракрасное излучение и ультрафиолетовое излучение. Видимое излучение – это свет, которые мы видим приходящим от Солнца. Инфракрасное излучение – это тепло, которое мы ощущаем. Ультрафиолетовое излучение – это излучение, дающее нам загар. Солнце производит эти излучения одновременно.
(Photosphere 6000 K) – Фотосфера – это верхний слой Солнца, поверхность его. Температура 6000 Кельвин равна 5700 градусов Цельсия.
Radio emissions (пер. Радио эмиссия) – Помимо видимого излучения, инфракрасного излучения и ультрафиолетового излучения, Солнце отправляет радио эмиссию, которую астрономы обнаружили с помощью радиотелескопа. В зависимости от количества пятен на Солнце, эта эмиссия возрастает и снижается.
Coronal Hole (пер. Корональная дыра) – Это места на Солнце, где корона имеет небольшую плотность плазмы, в результате она темнее и холоднее.
2100000 К (2100000 Кельвин) – Радиационная зона Солнца имеет такую температуру.
Convective zone/Turbulent convection (пер. Конвективная зона/Турбулентная конвекция) – Это места на Солнце, где тепловая энергия ядра передается с помощью конвекции. Столбы плазмы доходят до поверхности, отдают своё тепло, и вновь устремляются вниз, чтоб вновь нагреться.
Coronal loops (пер. Корональные петли) – петли, состоящие из плазмы, в атмосфере Солнца, движущиеся по магнитным линиям. Они похожи на огромные арки, простирающиеся от поверхности на десятки тысяч километров.
Core (пер. Ядро) – это солнечное сердце, в котором происходит ядерный синтез, при помощи высокой температуры и давления. Вся солнечная энергия происходит из ядра.
14,500,000 К (пер. 14,500,000 Кельвин) – Температура солнечного ядра.
Radiative Zone (пер. Радиационная зона) – Слой Солнца, где энергия передается при помощи радиации. Фотон преодолевает радиационную зону за 200.000 и выходит в открытый космос.
Neutrinos (пер. Нейтрино) – это ничтожно маленькие по массе частицы, исходящие из Солнца в результате реакции ядерного синтеза. Сотни тысяч нейтрино проходят через тело человека ежесекундно, но никакого вреда нам не приносят, мы их не чувствуем.
Chromospheric Flare (пер. Хромосферная вспышка) – Магнитное поле нашей звезды может закручиваться, а потом резко разрывается в различных формах. В результате разрывов магнитных полей появляются мощные рентгеновские вспышки, исходящие из поверхности Солнца.
Magnetic Field Loop (пер. Петля магнитного поля) – Магнитное поле Солнца находится над фотосферой, и видно, так как раскаленная плазма движется по магнитным линиям в атмосфере Солнца.
Spot– A sunspot (пер. Солнечные пятна) – Это места на поверхности Солнца, где магнитные поля проходят через поверхность Солнца, и на них температура ниже, часто в виде петли.
Energetic particles (пер. Энергичные частицы) – Они исходят из поверхности Солнца, в результате создается солнечный ветер. В солнечных бурях их скорость достигает скорости света.
X-rays (пер. Рентгеновские лучи) – невидимые для глаза человека лучи, образующиеся во вспышек на Солнце.
Bright spots and short-lived magnetic regions (пер. Яркие пятна и недолгие магнитные регионы) – Из-за перепада температур на поверхности Солнца появляются яркие и тусклые пятна.

Положение и движение Солнца

Солнце и Земля;
Солнце и Луна;
Угол наклона Солнца: Как и почему;
Орбита Солнца;
Где находится Солнце;
Солнечное созвездие;
Где встает Солнце;
Вращается ли Солнце;

Строение Солнца

Из чего состоит Солнце;
Фотосфера;
Хромосфера;
Корона Солнца;
Переходный слой;
Гелиосфера;

Особенности Солнца

Солнечный цикл;
Магнитное поле Солнца;
Солнечные пятна;
Факелы;
Протуберанцы;
Флоккулы и волокна;
Спикулы;
Корональные дыры;
Корональные петли;
Корональные стримеры;
Гранулы и супергранулы;
Солнечная радиация;
Солнечный ветер;

Общее

Эволюция Солнца;
Как образуется солнечная энергия;
Почему Солнце горячее;
Почему Солнце красное;

Географическое распределение суммарной радиации

Итак, рассмотрим распределение годовых и месячных количеств (сумм) суммарной радиации по Земному шару. Мы видим, что оно не вполне зонально: изолинии (т. е. линии равных величин) радиации на картах не совпадают с широтными кругами. Отклонения эти объясняются тем, что на распределение радиации по Земному шару оказывают влияние прозрачность атмосферы и облачность.

Годовые количества суммарной радиации (рис. 2) составляют в тропических и субтропических широтах свыше 140 ккал/см2. Они особенно велики в малооблачных субтропических пустынях, а в северной Африке достигают 200-220 ккал/см2. Зато над приэкваториальными лесными областями с их большой облачностью (над бассейнами Амазонки и Конго, над Индонезией) они снижены до 100-120 ккал/см2. К более высоким широтам обоих полушарий годовые количества суммарной радиации убывают, достигая под 60° широты 60-80 ккал/см2. Но затем они снова растут — мало в северном полушарии, но весьма значительно над малооблачной и снежной Антарктидой, где в глубине материка они достигают 120-130 ккал/см2, т. е. величин, близких к тропическим и превышающих экваториальные. Над океанами суммы радиации ниже, чем над сушей.

Рис. 2. Годовая суммарная радиация, ккал/см2 в год.

В декабре (рис. 3) наибольшие суммы радиации, до 20-22 ккал/см2 и даже выше, в пустынях южного полушария. Но в облачных районах у экватора они снижены до 8-12 ккал/см2. В зимнем северном полушарии радиация быстро убывает на север; к северу от 50-й параллели она менее 2 ккал/см2 и несколько севернее полярного круга равна нулю. В летнем южном полушарии она убывает к югу до 10 ккал/см2 и ниже в широтах 50-60°. Но затем она растет -до 20 ккал/см2 у берегов Антарктиды и свыше 30 ккал/см2 внутри Антарктиды, где она, таким образом, больше, чем летом в тропиках.

Рис. 3. Суммарная радиация в декабре, ккал/см2 в мес.

В июне (рис. 4) наивысшие суммы радиации, свыше 22 ккал/см2, над северо-восточной Африкой, Аравией, Иранским нагорьем. До 20 ккал/см2 и выше они в Средней Азии; значительно меньше, до 14 ккал/см2, в тропических частях материков южного полушария. В облачных приэкваториальных областях они, как и в декабре, снижены до 8-12 ккал/см2. В летнем северном полушарии суммы радиации убывают от субтропиков к северу медленно, а севернее 50° с. ш. возрастают, достигая 20 ккал/см2 и более в Арктическом бассейне. В зимнем южном полушарии они быстро убывают к югу, до нуля за южным полярным кругом.

Рис. 4. Суммарная радиация в июне, ккал/см2 в мес.