Солнечная активность. исторические этапы в изучении многолетних вариаций

Солнечная постоянная - количество солнечной энергии, падающее за 1 мин на площадку в 1 см 2 , расположенную перпендикулярно солнечным лучам за пределами земной атмосферы на, среднем расстоянии Земли от Солнца. Иными словами, солнечная постоянная - это освещенность, которую Солнце создает на поверхности, перпендикулярной к его лучам, удаленной от него на расстояние в одну астрономическую единицу. При этом учитывается не только энергия видимых лучей, но и излучение всех других диапазонов длин волн (см. ), например невидимые ультрафиолетовые и инфракрасные лучи, почти полностью поглощаемые земной атмосферой. В настоящее время в результате совокупности наземных и внеатмосферных измерений солнечной постоянной ее значение известно с точностью до 1% и составляет 1,95 кал/(см 2 мин) = 1,36 кВт/м 2 .

Возможные колебания потока солнечной энергии в несколько сотых или десятых долей процента могут иметь существенное значение для геофизических и в первую очередь климатических явлений.

Вследствие эллиптичности земной орбиты реальный поток солнечного излучения, попадающий на Землю, изменяется в течение года почти на 7%. При этом его увеличение в Северном полушарии приходится на зиму, что несколько смягчает ее.

Самодельный гелиорегистратор

С помощью этой остроумной установки можно ежедневно регистрировать интервалы времени, в которые Солнце не закрыто облаками. Главная деталь прибора - фокусирующая линза.

Вероятно, все вы, ребята, пользовались лупой в качестве «выжига-тельного стекла». Вы знаете, конечно, что, для того чтобы выжечь на бумаге точку, нужно установить лупу перпендикулярно солнечным лучам, а бумагу расположить позади нее на удалении фокусного расстояния. Если лупу непрерывно поворачивать вслед за Солнцем, «заставить следить» за ним, то на бумаге прожгется черточка, которая будет увеличиваться до тех пор, пока наше дневное светило не скроется за облаками или не уйдет за горизонт. На этом и основан принцип работы гелиорегистратора. Только в приборе заводского изготовления (метеорологи называют его гелиографом) привычную нам линзу заменили прозрачным стеклянным шаром, который работает как выжигающее стекло вне зависимости от положения Солнца над горизонтом.

В самодельном гелиорегистраторе в качестве шаровой линзы можно с успехом использовать наполненную водой и герметически закрытую шарообразную колбу. Универсальный штатив с шарнирным зажимом послужит держателем. Вы можете сделать его сами, используя фотоштатив и зажим из двух деревянных брусочковг имеющих вырезы в форме полуколец по размеру горлышка колбы. К держателю, например, с помощью деталей «конструктора» прикрепите дугообразную металлическую полоску; на ее внутренней поверхности укрепите скрепками ленточку из бумаги-миллиметровки, на которой оставит прожженный след движущееся по небу Солнце. Радиус, длину и ширину металлической дуги (соответственно и бумажной полоски), как и ее удаление от колбы, надо определить экспериментальным путем. Эти параметры зависят от фокусного расстояния используемой линзы.

Гелиорегистратор установите на площадке с открытой южной частью небосвода. Горлышко колбы направьте вверх и наклоните к северу в большей или меньшей степени, в зависимости от времени года. Самодельный гелиорегистратор можно использовать и зимой. Для того чтобы вода в колбе не замерзала, растворите в ней примерно столовую ложку поваренной соли, а лучше - хлорида кальция кристаллогидрата. Зимой бумажные полоски должны быть темного цвета.

Если ежесуточно менять бумажные полоски, не забывая проставлять на них даты, то обработка полученных результатов позволит вам со временем определить число солнечных дней в прошедшем году, распределение их по месяцам и по сезонам, суммарное число часов прямой солнечной радиации и т. д. Эти данные интересны при исследовании астроклиматических условий в месте наблюдения и при изучении солнечно-земных связей. При вычислении ежесуточной продолжительности прямого солнечного сияния вам поможет таблица в статье .

Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter .

Солнечная радиация. Плотность потока солнечного излучения, достигающего пределов земной атмосферы, составляет 1360 Вт/м2. Эта величина называется солнечной постоянной. На единицу площади всей поверхности атмосферы приходится в среднем 1 /4 солнечной постоянной. Дальнейшее распределение этого потока зависит от высоты Солнца над горизонтом, географической широты, состояния атмосферы и других факторов. Часть поступившей энергии отражается атмосферой в космическое пространство, другая часть поглощается толщей атмосферы и идет на ее нагревание. Итоговый радиационный баланс прихода солнечной энергии к поверхности земли составляет от 15 Вт/м2 в субполярных широтах до 120 Вт/м2 в тропических.[ ...]

Солнечная постоянная и оценка температуры Земли Солнечная постоянная й© определяется как плотность потока энергии солнечного излучения на среднем расстоянии от Земли до Солнца (за пределами земной атмосферы). Она пропорциональна потоку излучения с единицы, поверхности Солнца и отношению радиуса Солнца к расстоянию от Земли до Солнца. Теоретические оценки, связанные с моделью черного тела, т. е. с законом Стефана-Больцмана, дают 3© = (1373 ± 14) Вт/м2. Внеатмосферные измерения показали близкий результат 5© = = (1367 =Ь 6) Вт/м2.[ ...]

Поток солнечной энергии отличается большим постоянством. . Его интенсивность, подсчитанная для внешней поверхности воздушной оболочки Земли, равна 137 + 20 Вт/м2 и называется солнечной постоянной.[ ...]

Не вся солнечная радиация достигает поверхности Земли. За пределами атмосферы перпендикулярная к солнечным лучам поверхность получает энергию порядка 2,00 кал/см2 - мин (1,39 ■ 103 Дж/м2 с). Эта величина называется солнечной постоянной-, она слегка варьирует по сезонам года в соответствии с изменением удаления Земли от Солнца.[ ...]

СВЕТОВАЯ СОЛНЕЧНАЯ ПОСТОЯННАЯ. Освещенность, создаваемая солнечной радиацией на границе атмосферы на площадке, расположенной перпендикулярно лучам.[ ...]

Средний поток солнечной энергии на расстоянии среднего радиуса орбиты Земли называется солнечной постоянной 5о, имеющей величину порядка 1376 Вт/м2. Полная энергия, получаемая от Солнца в единицу времени, равна о, где Я - радиус Земли. Площадь поверхности Земли равна 4тгК2, поэтому среднее количество энергии, получаемое единицей площади Земли в единицу времени, равно 50/4. Часть падающей на Землю энергии а в результате рассеяния и отражения уходит безвозвратно в космическое пространство; число а называется альбедо Земли и имеет величину порядка 0,3 . Следовательно, средний поток поглощаемой энергии равен (1 - а)50 / 4.[ ...]

См. метеорологическая солнечная постоянная.[ ...]

АСТРОНОМИЧЕСКАЯ СОЛНЕЧНАЯ ПОСТОЯННАЯ. Солнечная постоянная в обычном значении этого термина, т. е. определенная при учете также и той солнечной радиации в ультрафиолетовой и инфракрасной областях спектра, которая целиком поглощается в высоких слоях атмосферы и потому не может быть про-экстраполирована по наземным наблюдениям.[ ...]

Значительная часть солнечной радиации, поступающей на Землю, охватывает диапазон волн в пределах 0,15-4,0мкм. Примерно половина радиации приходится на полосу длин волн между 0,38 и 0,87 мкм, видимую человеческим глазом и воспринимаемую как свет. Количество солнечной энергии, поступающее на поверхность Земли иод прямым углом, называемое солнечной постоянной, равно 1,4 -10 3 Дж/(м2-с) . Из 100 единиц коротковолновой солнечной энергии, достигающей атмосферы Земли, 19 единиц поглощаются ее компонентами, 34 единицы возвращаются в космос (отражение от облаков и поверхности Земли). Из 47 единиц, попадающих на Землю, 4 нагревают воздух, 2 нагревают почву, 1-участвует в фотосинтезе и 40-используется для испарения воды и процессов транспирации в растениях. Длинноволновая радиация практически целиком (96%) достигает поверхности Земли и отражается от нее также в виде длинноволновой, в интервале волн до 100 мк.[ ...]

Количество энергии солнечного излучения, поступающего к Земле (к верхней границе атмосферы), практически постоянно и оценивается значением 1370 Вт/м2. Эта величина называется солнечной постоянной. Однако приход энергии солнечного излучения к поверхности самой Земли существенно колеблется в зависимости от ряда условий: высоты Солнца над горизонтом, широты, состояния атмосферы и др. Форма Земли (геоид) близка к шарообразной. Поэтому наибольшее количество солнечной энергии поглощается в низких широтах (экваториальный пояс), где температура воздуха у земной поверхности, как правило, выше, чем в средних и высоких широтах. Приход энергии солнечного излучения в разные районы земного шара и ее перераспределение определяют климатические условия этих районов.[ ...]

Заметное уменьшение солнечной постоянной является причиной снижения температуры земной поверх-ности. В высоких широтах этот эффект, как можно видеть из рис. Уменьшение солнечной радиации на 1,6% может вызвать катастрофическое оледенение Земли. Причиной уменьшения солнечной радиации может быть снижение прозрачности земной атмосферы, которое, в свою очередь обусловлено присутствием в атмосфере частиц пыли.[ ...]

Хотя колебания общего солнечного излучения в широком диапазоне длин волн (солнечной постоянной) весьма незначительны (в пределах 1 % этой величины), изменения солнечной активности нередко оказываются связанными с различными процессами в атмосфере и климатическими изменениями. Так, по-видимому, изменения магнитного поля, связанные с изменениями границ солнечного ветра, сказываются на тропосферной циркуляции; изменения активности Солнца в масштабе единиц и десятков лет могут влиять на интенсивность засух в различных частях земного шара; долгопериодные (в масштабе столетий) колебания активности Солнца могут в значительной степени определять изменения типа «малого ледникового периода».[ ...]

ДОЛГИЙ МЕТОД ОПРЕДЕЛЕНИЯ СОЛНЕЧНОЙ ПОСТОЯННОЙ. Определение солнечной постоянной на основании спектроболометрических измерений в нескольких десятках участков спектра при разных массах атмосферы. По этим данным, проэкстраполированным к массе, равной нулю, строят сглаженную кривую распределения энергии на границе атмосферы. Величина площади, ограниченной этой кривой, дополненная «инфракрасной» и «ультрафиолетовой» поправками, дает значение солнечной постоянной в условных единицах. Для перевода солнечной постоянной в абсолютные единицы служит сравнение с одновременными пиргелиометрическими измерениями. Ср. короткий метод определения солнечной постоянной.[ ...]

КОРОТКИЙ МЕТОД ОПРЕДЕЛЕНИЯ СОЛНЕЧНОЙ ПОСТОЯННОЙ. Метод, позволяющий быстра определить величину солнечной постоянной. Сначала определяют спектральные коэффициенты прозрачности атмосферы по значению некоторой функции / величина которой вычисляется по запасу воды в атмосфере и по интенсивности околосолнечного сияния. По найденным величинам спектральных коэффициентов прозрачности и по данным спектроболометрических измерений строят кривую распределения энергии на границе атмосферы. Ср. долгий метод определения солнечной постоянной.[ ...]

ВНЕАТМОСФЕРНАЯ ИНТЕНСИВНОСТЬ СОЛНЕЧНОЙ РАДИАЦИИ. Интенсивность солнечной радиации на верхней границе атмосферы, меняющаяся в зависимости от изменения расстояния между Землей и Солнцем, в отличие от солнечной постоянной, рассчитанной для среднего расстояния Земли от Солнца.[ ...]

В настоящее время информация о солнечной постоянной, ее абсолютной величине и временной изменчивости получается по данным прецизионных измерений с помощью специальной аппаратуры на искусственных спутниках Земли, космических зондах и ракетах.[ ...]

Ранее, до реализации названных выше технологий, солнечную постоянную определяли путем экстраполяции измерений на разных высотах на внешнюю границу атмосферы.[ ...]

Источником почти всей энергии на Земле служит Солнце. Солнечная постоянная - полный поток радиации, поступающий за 1 мин на 1 см2 площади, перпендикулярной к направлению солнечных лучей, за пределами атмосферы, - равна 8,2 Дж/(см2- мин). Основное количество энергии Солнца поступает в виде коротковолновой радиации.[ ...]

Горные обсерватории имели особое значение в ранних исследованиях солнечной радиации и солнечной постоянной - среднего потока солнечной радиации, получаемой поверхностью, перпендикулярной к солнечным лучам, вне атмосферы при среднем расстоянии Земли от солнца.[ ...]

Отправной точкой рассмотрения радиационной энергетики системы океан-атмосфера является внеатмосферный интегральный поток солнечной радиации, приведенный к среднему расстоянию между Землей и Солнцем, называемый солнечной постоянной и колеблющийся в пределах „1322-1428 Вт/м2. Подавляющая часть энергии солнечного излучения лежит в области длин волн 0,3- 0,5 мкм. Исследованию солнечной постоянной полностью или частично посвящено большое количество работ обзорного и монографического характера . Во многих из них ставится под сомнение постоянство во времени солнечной постоянной. Обработка длинных временных рядов высокогорных, самолетных, аэростатных и спутниковых наблюдений показала условность этого термина. Так, 1000-суточный ряд наблюдений дал максимальный размах изменчивости 6,18 Вт/м2 при среднем значении 1372 Вт/м2 . В для средневзвешенного значения солнечной постоянной за период 1969-1981 гг. получено 1367,6 Вт/м2 при погрешности 0,3 %, а в называется на 1 % меньшее значение- 1353 Вт/м2. Кстати, однопроцентное изменение солнечной постоянной, согласно результатам численного моделирования , соответствует изменению средней глобальной температуры иа один градус. Например, ее спад в 1980 г. составил 0,04 % . Регрессионный анализ позволил установить тренды уменьшения солнечной постоянной 0,0255 % (0,049 % по другим данным) в год . Отмечается корреляция короткопериодных спадов с числом солнечных пятен.[ ...]

Главными источниками биологически используе-нергия мой энергии для подавляющего большинства живых существ на Земле являются солнечный свет и пища, в органических веществах которой аккумулирована солнечная энергия. Валовой ресурс солнечной энергии практически неисчерпаем. Ее доступность для земных потребителей обусловлена солнечной постоянной и климатом, а также первичной продукцией биосферы. Ресурсы небиологического использования энергии рассматриваются в гл. 6.[ ...]

Для стандартизации обработки данных и климатических расчетов на международных съездах принимались, естественно доказательно, значения солнечной постоянной с указанием погрешностей ее определения. Примером может служить решение в 1957 г. Международной актинометрической комиссии при ВМО и др. Ракетное зондирование и измерения с искусственных спутников Земли в период с 1976 г. по 1981 г. позволили измерить значение солнечной постоянной - 1367±4 Вт/м2. В настоящее время принято это ее значение. Но следует помнить, что в конкретный момент времени полная энергетическая освещенность солнечным излучением на верхней границе атмосферы колеблется в пределах ±3,5% в зависимости от положения Земли на ее орбите.[ ...]

Количество энергии, поступающей в определенный промежуток времени, определяет мощность энергетического потока. Мощность - скорость энергетического потока. Мощность солнечной энергии, приходящаяся на единицу поверхности Земли, определяется следующими факторами. Солнечная постоянная Ьс, равная количеству энергии солнечных лучей, поступающих в единицу времени на единицу площади, перпендикулярной к солнечным лучам и находящейся вне земной атмосферы на среднем расстоянии от Солнца, составляет 1360 Вт/м2. Средний поток солнечного излучения на единицу земной поверхности вне пределов атмосферы Ь3 относится к солнечной постоянной как площадь круг а к площади шара и соответствует Ь3= Ьс/4, т.е. 340 Вт/м2.[ ...]

На границе земной атмоо iL .-f/P феры с космосом радиация составляет от 1,98 до 2 кал/см2мин., или 136 МВТ/ см2 («солнечная постоянная»). Как видно на рисунке 4.1,42% всей пад ающей радиации (33%+9%) отражается атмосферой в космическое пространство, 15% поглощается толщей атмосферы и вдет на ее нагревание и только 43% достигает земной поверхности. Эта доля радиации состоит из прямой радиации (27%)-почта параллельных лучей, идущих непосредственно от Солнца и несущих наибольшую энергетическую нагрузи и рассеянной (диффузной) радиации (16%) - лучей, поступающих к - /У/ Земле со всех точек небосвода, рассеянных молекулами газов воздуха, капельками водяных паров, кристалликами лада, частицами пыли, атакже отраженных вниз от облаков. Обшую сумму прямой и рассеянной радиации назьгва-ют суммарной радиацией.[ ...]

Световой режим. Количество достигающей поверхности Земли радиации обусловлено географической широтой местности, продолжительностью дня, прозрачностью атмосферы и углом падения солнечных лучей. При разных погодных условиях к поверхности Земли доходит 42 - 70% солнечной постоянной (рис. 4.1). Проходя через атмосферу, солнечная радиация претерпевает ряд изменений не только в количественном отношении, но и по составу. Коротковолновая радиация поглощается озоновым экраном и кислородом воздуха. Инфракрасные лучи поглощаются в атмосфере водяными парами и диоксидом углерода. Остальная часть в виде прямой или рассеянной радиации достигает поверхности Земли (рис. 5.39).[ ...]

Пир! елиометрические данные, полученные спустя 30 лет Бюро погоды США на г. Эванс в штате Колорадо, дали значение 1349 Вт/м2 . Оба этих числа очень близки к современному значению, полученному при измерениях со спутников Высокогорные станции по-прежнему используются для исследования радиации. Разность между этим числом и солнечной постоянной объясняется поглощением в верхней атмосфере.[ ...]

ПРИВЕДЕННАЯ ИНТЕНСИВНОСТЬ РАДИАЦИИ. 1. К определенной массе атмосферы. Среднее (в данном месте) значение интенсивности прямой радиации при произвольно взятой массе атмосферы (высоте солнца). Может быть определена из величины солнечной постоянной /о по эмпирической формуле, построенной на основе многолетних наблюдений. П. И. Р. имеет большое значение при климатических характеристиках радиационных условий данного места.[ ...]

Описание изменения температуры климатической системы Земли принимает форму, подобную движению частицы в потенциальной яме. Отметим, что даже такое упрощенное представление приводит к выводу, что климат Земли является неоднозначным. Например, при данном значении солнечной постоянной и при существующем химическом составе сухого воздуха кроме современного климата мог бы иметь место совершенно другой климат, в частности, так называемый климат «белой Земли».[ ...]

Проблема ледниковых периодов еще долго будет оставаться в сфере интересов естествоиспытателей: она действительно сложна. На характер климата, а следовательно, и Оледенений Оказывают, конечно, большое влияние и космические факторы, такие как колебания земной оси, изменение величины солнечной постоянной и, наверное, многое другое. Но первостепенное значение имеют и локальные причины. И первым на это указал В. А. Кос-тицын. Изучение локальных механизмов особенно важно теперь, когда роль антропогенных факторов непрерывно растет. Вот почему та страница истории естествознания, которой принадлежит деятельность В. А. Костицына, уже относится к теории ноосферы.[ ...]

Земля вращается вокруг Солнца по мало растянутому эллипсу, в одном из фокусов которого находится Солнце.[ ...]

Так как текущее состояние океана и атмосферы является результатом их отклика на радиацию, получаемую от Солнца, хотелось бы знать, какая изменчивость имеется в этой радиации. Суммарное количество радиации, падающей на Землю в течение 1 года, зависит только от радиации, исходящей от Солнца. Эта радиация измеряется солнечной постоянной 5; ее фактическое значение определяется равенством (1.2.1). Измерения, проводимые начиная с 1920 года , показали отсутствие изменчивости, превышающей возможные погрешности измерений, так что за этот период 5 изменялось не более чем на 1 или 2%. Таким образом, гипотеза о постоянстве 5, что предполагается и в самом названии «солнечная постоянная», согласовывается с полученными по сей день наблюдениями, хотя другие возможности не исключаются. Однако количество радиации, падающей в отдельную точку на Земле, меняется в огромных пределах между днем и ночью и от сезона к сезону, и эти вариации несомненно важны для известной нам жизни. Так как акцент в этой книге делается на периоды, большие чем сутки, то суточные вариации не будут непосредственно рассматриваться. Однако важно подчеркнуть, что существование суточных вариаций может оказать воздействие на состояние атмосферы на более длительных периодах; величина эффекта зависит от амплитуды суточных вариаций. Воздух не является «неперемешиваемым» ночыо, так что суммарный эффект существенно отличен от того, который достигается при постоянной радиации.[ ...]

При всем разнообразии температурного режима в разных климатических зонах и в разных ландшафтах на Земле основные источники поступления энергии и ее потерь остаются всегда теми же самыми. Однако их эффективность может меняться в зависимости от различных событий планетного масштаба, что ведет к тем или иным изменениям климата. Наиболее мощный и постоянный источник энергии, поступающей на планету - излучение Солнца. Интенсивность потоков световой и тепловой, в виде инфракрасного излучения, энергии, падающей на Землю от Солнца, практически остается постоянной. Величину энергии излучения на расстоянии в 1 астрономическую единицу от ¿олнца, то есть на среднем расстоянии Земли от Солнца, называют солнечной постоянной. Она составляет 1,95 кал/см2 мин. В течение года интенсивность потока энергии, падающей на Землю, несколько меняется вследствие того, что орбита, по которой планета движется вокруг Солнца, имеет эллиптическую форму, хотя и близкую к круговой.

S 0 - интегральный поток солнечного излучения, проходящий через единичную площадку, перпендикулярную направлению лучей, за пределами земной атмосферы и на среднем расстоянии от Солнца (1 а.е.). При определении С.п. с поверхности Земли приходится вводить поправки, учитывающие (ослабление светового потока) в земной атмосфере. Чтобы уменьшить эти поправки, с середины 1960-х гг. измерения С.п. производились аппаратурой, поднятой на большие высоты, в частности с ракет и спутников. Согласно внеатмосферным измерениям, С.п. составляет (13676) Вт/м 2 , или 1,959 кал./(см 2 мин). Независимые определения С.п. по данным измерений распределения энергии в спектре Солнца дают величину (137314) Вт/м 2 . Зная С.п., можно определить светимость Солнца и его ср. . Действительно, энергия, излучаемая Солнцем по всем направлениям, проходит через поверхность сферы радиусом м. На каждый м 2 этой сферы приходится энергия Вт. Следовательно, светимость Солнца Вт (T э =5770 К). Земля получает лишь долю излучаемой Солнцем энергии.

С.п. не явл. истинно постоянной величиной. Ее вариации, обусловленные гл. обр. солнечными пятнами, составляют не более сотых долей %, причем сильнее всего поток излучения меняется в рентг. и радиодиапазонах. В пределах 11-летнего цикла солнечной активности С.п. может меняться, по-видимому, не более чем на неск. десятых долей %. Для выявления вариаций С.п. необходимы длинные ряды абс. измерений с погрешностью, не превышающей 0,1%.

Точные данные о С.п. необходимы многим смежным наукам: геофизике, климатологии, экологии; особенно важны сведения о том, как изменяется и изменялась в прошлом С.п. (напр., с 11-летним циклом солнечной активности), каковы ее вековые изменения. Изменения С.п. на 0,1% на протяжении одного года ведут к изменению глобальной температуры Земли не менее чем на 0,1 К, что уже влияет на климат (оценка сильно зависит от принятой модели атмосферы Земли). Полагают, что изменения климата Земли с характерными временами 2500 лет и 80-100 лет, по крайней мере частично, объясняются изменениями С.п. Точные измерения С.п., ее спектр. составляющих вне земной атмосферы и у поверхности Земли, помогут решить экологическую проблему влияния деятельности человека на климат Земли, на атмосферный слой озона (озоносферу) и т.п.

Для многих задач астрофизики и геофизики важно знать точную величину мощности солнечного излучения. Поток излучения от Солнца принято характеризовать так называемой солнечной постоянной, под которой понимают полное количество солнечной энергии, проходящей за 1 минуту через перпендикулярную к лучам площадку в 1 см2, расположенную на среднем расстоянии Земли от Солнца. Согласно большому количеству измерений, значение солнечной постоянной Q в настоящее время известно с точностью до 1%: Q = 1,95 кал/см2× мин = 1,36 ×106 эрг/см2× сек = 1360 вт/м2. Умножая эту величину на площадь сферы с радиусом в 1 а.е., получим полное количество энергии, излучаемой Солнцем по всем направлениям в единицу времени, т. е. его интегральную светимость, равную 3,8×1033 эрг/сек. Единица поверхности Солнца (1 см2) излучает 6,28×1010 эрг/см2× сек. На основании большого числа тщательных измерений можно сказать, что интегральная светимость Солнца отличается исключительным постоянством. Если и существуют слабые колебания солнечной постоянной, то они должны быть заведомо меньше 1%. У поверхности Земли поток солнечного излучения уменьшается из-за поглощения и рассеяния в земной атмосфере и в среднем составляет 800−900 вт/м2. Измерение солнечной постоянной - очень сложная задача, требующая проведения целой серии тщательных наблюдений с приборами двух различных типов. Приборы первого типа называются пиргелиометрами. Их задача - измерить в абсолютных энергетических единицах полное количество солнечной энергии, падающей за определенное время на площадку известной величины. Однако показание пиргелиометра не дает еще непосредственного значения солнечной постоянной из-за того, что часть излучения Солнца поглощается при прохождении сквозь земную атмосферу. Чтобы учесть это поглощение, одновременно с измерениями на пиргелиометре проводят серию измерений распределения энергии в спектре Солнца на другом приборе - спектроболометре, обладающем одинаковой чувствительностью к лучам различных длин волн. Эти измерения проводятся для нескольких значений зенитных расстояний Солнца, когда его лучи проходят сквозь различную толщину слоя воздуха. Для каждой длины волны можно построить в виде графика зависимость интенсивности солнечного излучения от воздушной массы (126). Воздушной массой называется отношение оптической толщины слоя воздуха в данном направлении и в направлении на зенит. Из геометрических соображений (127) видно, что для плоскопараллельных слоев атмосферы воздушная масса пропорциональна секансу зенитного расстояния (sec z). Продолжая (экстраполируя) график, изображенный на 126, до оси ординат (пунктирная линия), получаем интенсивность, какую имело бы излучение, если бы воздушная масса равнялась нулю. Это и есть искомое значение интенсивности, не искаженное поглощением в земной атмосфере. Выполняя эту операцию для всех участков спектра, можно записанное спектроболометром распределение энергии в спектре Солнца (128) исправить и учесть поглощение, вызванное прохождением сквозь земную атмосферу. В отличие от пиргелиометра, спектроболометр дает значения интенсивности только в относительных единицах. Поэтому описанным способом можно найти лишь отношение наблюдаемого и внеатмосферного значений интенсивности. Площадь, ограничиваемая кривой распределения энергии и осью абсцисс (см. 128), пропорциональна полной энергии, излучаемой во всем спектре. Поэтому отношение площадей, ограниченных внеатмосферным и наблюдаемым распределением энергии, равно тому поправочному множителю, на который необходимо умножить показание пиргелиометра, чтобы получить истинное значение солнечной постоянной. К полученному результату следует прибавить небольшую поправку, учитывающую излучение в областях спектра, полностью поглощаемых земной атмосферой и, следовательно, не регистрируемых болометром. Это излучение расположено в ультрафиолетовой и инфракрасной областях спектра и может быть измерено по наблюдениям с ракет, искусственных спутников или баллонов. Заатмосферные наблюдения позволяют сразу получить истинное значение солнечной постоянной, так что необходимость применения описанной методики в последние годы постепенно отпадает.

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):

гамма-излучение (λ < 10 -5 мкм);

рентгеновское излучение (10 -5 мкм < λ < 10 -2 мкм);

ультрафиолетовая радиация (0,01 мкм < λ < 0,39 мкм);

видимое излучение спектра или видимый свет (0,39 мкм < λ << 0,76 мкм), который, в свою очередь, подразделяется на семь цве­тов:

инфракрасная радиация (0,76 мкм < λ < 3000 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 < 0,05 мкм излучение Солнца резко отличается от излуче­ния черного тела. Это объясняется тем, что в области λ < 0,2 мкм интенсивность излучения фотосферы снижается до минимума и основным источником излучения служит горячая плазма верхней хромосферы и нижней короны Солнца.

Таблица 5.1 . Спектральная плотность потока I * λ0 сол.радиации на верх­ней границе атмосферы (при I * 0 = 1,353 кВт/м2) и доля (D λ) 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 λ т =0,4738мкм. На основании закона Вина получаем так называемую цветовую температуру Солнца: Т с = 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* 0 оявились 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").

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 B с. Обозначим через г 0 среднее расстояние Земли от Солнца (г 0 = 149,5 млн. км), через а радиус Солнца (а = 696,6 тыс. км).

Каждый квадратный метр сферы радиусом г 0 получает за 1 с энергию I* 0 ; количество энергии, получаемое всей сферой радиусом Го, равно количеству энергии, излучаемой Солнцем

Зная поток B с и приравнивая его σТ с 4 , находим температуру фо­тосферы Солнца: T с = 5805 К. Температура Солнца, определенная по значениям I * 0 и B с, 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 < 0,39 мкм) - около 9 % , видимый участок спектра (0,39 мкм ≤ λ ≤0,76 мкм) - 47 %, инфракрасная область (Х> 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.