Видимое излучение Солнца имеет почти постоянную интенсивность, называемую солнечной постоянной.

Раздел 1.

ПРИРОДНО-КЛИМАТИЧЕСКИЕ УСЛОВИЯ

Солнце

Солнце – естественный термоядерный реактор в форме шара.

Солнце гравитационно воздействует на Землю.

Солнце находится в спиральном рукаве Ориона почти точно в галактической плоскости, но далеко от ядра галактики Млечный Путь (ближе к периферии, чем к центру), и вращается вокруг центра галактики (" круг Сварога").

С вращением Солнца вокруг ядра Галактики связаны смена геологических эпох на Земле, наступление ледниковых периодов и другие гигантские катаклизмы в истории Земли (аналогия смены времён года при вращении Земли вокруг Солнца).

Солнце – главный источник энергии Земли. Например, растительная жизнь на Земле существует не менее миллиарда лет – за это время энергия Солнца не истощилась. Геологические изыскания не подтверждают, что Солнце якобы остывает, т. к. древнейшие оледенения бывали даже более мощными, чем последние.

Видимое излучение Солнца имеет почти постоянную интенсивность, называемую солнечной постоянной.

Спектр электромагнитного излучения Солнца – сплошной (во всех диапазонах), и наблюдения проводят всеми астрономическими методами (разного типа телескопами).

Следовательно, и извлекать выгоду от солнечной энергии можно во всех частотных диапазонах.

За счет чего Солнце способно непрерывно излучать в окружающее пространство огромный поток лучистой энергии?

Солнце имеет слоистую структуру.

I – центральная зона, ядро, в котором происходит термоядерный синтез гелия в реакция p-p цикла и C-N (или C-O-N) цикла.

Протон-протонный цикл (p-p, Г. Бете, 1939 г.) происходит в звездах небольших масс (M < 1, 3M_ ). Ядра атомов (протоны) " прижимаются" благодаря колоссальным температурам и давлению, обеспечивая превращение водорода в гелий, но перемешивания вещества нет.

Эффективность энерговыделения p-p цикла очень зависит от температуры (T) ядра звезды (r – плотность звёзды):

.

Углеродно-азотный цикл (C-N) происходит в самом центре ядра Солнца, сопровождается конвективными процессами перемешивания вещества и составляет 3-5 % от числа реакций

Эффективность энерговыделения C-N цикла более существенно зависит от температуры T ядра звезды (r – плотность звёзды, x_O – концентрация кислорода, x_CN – концентрация углерода и азота):

,

Если общий поток солнечной энергии сопоставить с массой Солнца, то количество излучаемой энергии, приходящееся на единицу массы (например на 1 г солнечного вещества), в среднем пренебрежимо мало – каждый грамм «сожженного» водорода выделяет всего 6 ^. 10 ¹¹ Дж:

" Поток солнечной энергии, приходящийся в среднем на единицу массы Солнца, равен потоку энергии, выделяемой такой же по массе кучей прелых листьев в лесу."

(советский астрофизик В. Г. Курт)

Солнце расходует водород и стареет – скорость «сгорания» водорода внутри Солнца 4, 3 млн. тонн в секунду. Но запасов солнечного «топлива» так много, что общая продолжительность жизни Солнца достигнет порядка 10 млрд. лет. При этом по сравнению с другими типами звёзд Галактики наше «степенное» Солнце не способно ни пульсировать, ни взрываться.

II – зона радиационного переноса, т. е. переноса лучистой энергии, или перенос энергии электромагнитными волнами (фотонами, гамма-квантами), от ядра к внешним слоям Солнца. Толщина зоны порядка 2/3 радиуса Солнца, т. е. около 4 ^. 10 ⁸ м.

Эти фотоны возникают в результате ядерных реакций в ядре и стремятся выйти за пределы ядра. Фотонный газ находится в термодинамическом равновесии с веществом и поэтому взаимодействует с ним: Они многократно:

- рассеиваются (преимущественно на электронах),

- отражаются,

- поглощаются,

- повторно излучаются.

Основной механизм переноса энергии – диффузия и рассеяние фотонов на - электронах (томсоновское рассеяние).

Оценим время диффузии:

1) средняя длина свободного пробега фотона зависит от его частоты (n) и температуры (T) вещества (h - постоянная Планка, k – Постоянная Больцмана):

;

2) коэффициент диффузии фотонов равен (c – скорость распространения фотонов):

;

3) время диффузии фотонов

,

(десять тысяч лет).

С удалением от ядра температура вещества солнца уменьшается, энергия фотонов уменьшается, поэтому время диффузия фотонов достигает миллионов лет.

III – зона циркулярной конвекции, в которой происходит перемешивание вещества.

Приближаясь к этой зоне, энергия фотонов уменьшается, становится равной термической энергии солнечного вещества. Поэтому в III начинает доминировать процесс конвекции, т. е энергия переносится веществом (движением сравнительно тяжёлых химических элементов), а не фотонами.

Эта зона занимает 1/3 радиуса Солнца. Время подъёма движения конвективной ячейки сравнительно невелико - всего несколько десятков лет. А верхняя граница конвективной зоны имеет вид мелких гранул, видоизменяющихся на протяжении нескольких минут. Эти гранулы называют " рисовыми зернами", они видны даже через телескоп с достаточно скромными возможностями.

IV – атмосфера Солнца.

В составе атмосферы Солнца – те же элементы, которые в составе Земли.

Она тоже имеет слоистое строение:

- фотосфера,

- хромосфера,

- корона,

- солнечный ветер.

Фотосфера – видимая " поверхность" Солнца толщиной от 500 до 1000 км. Она образована гранулами, похожими на кучевые облака. Каждая отдельная гранула существует 5¸ 10 мин, после чего распадается, а на её месте образуются новые гранулы.

Гранулы окружены темными промежутками – потоками опускающихся более холодных газов.

Эффективную температуру фотосферы (температура на поверхности Солнца) определяют из закона Стефана – Больцмана (s_B – постоянная):

,

.

.

^.

В фотосфере проявляется заметная активность солнечных пятен – выходов магнитных полюсов в виде тёмных областей (Джордж Эллери Хейл, 1908 г.)

Солнечные пятна можно наблюдать невооруженным глазом:

- в античные времена;

- Галилео Галилей " заново открыл" солнечные пятна и произошёл крах аристотелевско-птолемеевской модели Вселенной, согласно которой звёзды являются идеальными неподвижными безструктурными сферами;

- систематические наблюдения с середины XVIII века;

- в настоящее время (через защитные фильтры)

Наибольшей величины площадь солнечных пятен достигает на десятый день, после этого пятна постепенно уменьшаются и исчезают. В целом весь процесс занимает около 2 месяцев.

Сильные магнитные поля в области солнечных пятен удерживают плазму, поэтому на поверхности пятна конвекции нет. Магнитные поля играют роль естественных " магнитных ловушек" (удержание плазмы искусственным образом в лабораторных условиях на Земле с помощью установок, например, ТОКАМАК, до сих пор не удалось осуществить). В результате мы и наблюдаем эти области пониженной температуры.

Самая тёмная область пятна называется тенью, а вокруг нее – промежуточная светлая зона, называемая полутенью.

Солнечные пятна кажутся тёмными:

а) они холоднее окружающей их фотосферы,

б) яркость в центре пятна примерно в 10 раз меньше яркости фотосферы.

Солнечные пятна могут появляться по одному, но, как правило, возникают группами. Кроме того, они смещаются по поверхности Солнца - сами по себе или (более вероятно) из-за неравномерного вращения Солнца.

Когда магнитное поле Солнца усиливается, появляются факелы - собой более яркую (горячую) область фотосферы, слегка выступающую над её невозмущенным уровнем.

Лучше всего факелы видны на краю солнечного диска. Они могут существовать без изменений в течение нескольких недель и месяцев.

Хромосфера представляет собой яркий розоватый разреженный слой раскаленных газов толщиной 10¸ 20 тыс. км, расположенный выше фотосферы. Температура хромосферы – 10 000 К.

Наблюдения с помощью специальной аппаратуры показывают, что хромосфера покрыта направленными вверх нитями раскаленного газа, которые представляют собой выбросы водорода и называются спикулами. Они могут достигать в высоту 10 000 км.

Усиление яркости области хромосферы над факелами и солнечными пятнами называют флоккулами. Между флоккулами наблюдаются хромосферные вспышки, имеющие характер взрыва:

1) в начале вспышки яркость одного из флоккулов внезапно возрастает так, что это бывает заметно в видимом свете на фоне фотосферы, и за короткое время (< 1 мин) распространяется на десятки тысяч километров;