Auringon kirkkaus. Auringon rakenne Auringon kirkkaus on

Lähin tähti meille on tietysti aurinko. Etäisyys maasta siihen kosmisten parametrien kannalta on hyvin pieni: auringosta maahan kuluu vain 8 minuuttia.

Aurinko ei ole tavallinen keltainen kääpiö, kuten aiemmin ajateltiin. Tämä on aurinkokunnan keskeinen runko, jonka lähellä planeetat pyörivät, ja siinä on suuri määrä raskaita alkuaineita. Se on tähti, joka on muodostunut useiden supernovaräjähdysten jälkeen ja jonka ympärille muodostui planeettajärjestelmä. Ihanteellisten olosuhteiden lähellä olevan sijainnin vuoksi elämä syntyi kolmannella maapallolla. Aurinko on jo viisi miljardia vuotta vanha. Mutta katsotaanpa miksi se loistaa? Mikä on auringon rakenne ja mitkä ovat sen ominaisuudet? Mitä tulevaisuus odottaa hänelle? Kuinka merkittävää sillä on maapallolla ja sen asukkailla? Aurinko on tähti, jonka ympäri kaikki 9 aurinkokunnan planeettaa pyörii, myös meidän. 1 a.u. (tähtitieteellinen yksikkö) \u003d 150 miljoonaa km - sama on keskimääräinen etäisyys maasta aurinkoon. Aurinkokunta sisältää yhdeksän suurta planeettaa, noin sata satelliittia, monia komeetteja, kymmeniä tuhansia asteroideja (pieniä planeettoja), meteorikappaleita ja planeettojen välistä kaasua ja pölyä. Aurinkomme on kaiken tämän keskipisteessä.

Aurinko on paistanut miljoonia vuosia, mikä vahvistetaan nykyaikaisella biologisella tutkimuksella, joka on saatu sinilevien-sinilevien jäännöksistä. Jos auringon pinnan lämpötila muuttuu vähintään 10%, ja maapallolla kaikki elävät olennot kuolevat. Siksi on hyvä, että tähtemme säteilee tasaisesti ihmiskunnan ja muiden maapallon olentojen vaurauteen tarvittavaa energiaa. Maailman kansojen uskonnoissa ja myytteissä aurinko on aina ollut tärkein paikka. Melkein kaikille antiikin ihmisille aurinko oli tärkein jumaluus: Helios - muinaisten kreikkalaisten joukossa, Ra - muinaisten egyptiläisten aurinkojumala ja Yarilo slaavilaisten joukossa. Aurinko toi lämpöä, satoa, kaikki kunnioittivat häntä, koska ilman häntä ei olisi elämää maapallolla. Auringon koko on vaikuttava. Esimerkiksi Auringon massa on 330 000 kertaa Maan massa ja sen säde on 109 kertaa suurempi. Tähtikehomme tiheys on kuitenkin pieni - 1,4 kertaa suurempi kuin veden tiheys. Galileo Galilei huomasi pintojen liikkumisen pinnalla, mikä osoitti, että aurinko ei seiso paikallaan vaan pyörii.

Auringon konvektiivinen vyöhyke

Radioaktiivinen vyöhyke on noin 2/3 Auringon sisähalkaisijasta ja säde on noin 140 tuhatta km. Kun siirrytään pois keskustasta, fotonit menettävät energiansa törmäyksen vaikutuksesta. Tätä ilmiötä kutsutaan konvektioilmiöksi. Tämä on samanlainen kuin kiehuvassa kattilassa tapahtuva prosessi: lämmityselementistä tuleva energia on paljon suurempi kuin johtamisen kautta poistettava määrä. Kuuma vesi tulen läheisyydessä nousee ja kylmempi vesi laskee. Tätä prosessia kutsutaan sopimukseksi. Konvektion merkitys on, että tiheämpi kaasu jakautuu pinnan yli, jäähtyy ja palaa takaisin keskelle. Sekoitusprosessi Auringon konvektiivialueella tapahtuu jatkuvasti. Teleskoopin läpi auringon pinnalle näkyy sen rakeinen rakenne - rakeistuminen. Tuntuu kuin se olisi valmistettu rakeista! Tämä johtuu konvektiosta fotosfäärin alla.

Auringon fotosfääri

Ohut kerros (400 km) - Auringon fotosfääri, sijaitsee suoraan konvektiivivyöhykkeen takana ja edustaa maapallolta näkyvää "todellista aurinkopintaa". Ensimmäistä kertaa valokuvapallon rakeet kuvasi ranskalainen Janssen vuonna 1885. Keskimääräisen rakeen koko on 1000 km, se liikkuu nopeudella 1 km / s ja kestää noin 15 minuuttia. Valokehän tummia muodostelmia voidaan havaita päiväntasaajan osassa, ja sitten ne siirtyvät. Vahvimmat magneettikentät ovat tällaisten pisteiden tunnusmerkki. Ja tumma väri johtuu alhaisemmasta lämpötilasta ympäröivään fotosfääriin nähden.

Auringon kromosfääri

Auringon kromosfääri (värillinen pallo) on tiheä kerros (10000 km) aurinkoilmakehästä, joka sijaitsee aivan fotosfäärin takana. Kromosfääri on melko ongelmallinen havaita, koska se on lähellä fotosfääriä. Se nähdään parhaiten, kun kuu peittää fotosfäärin, so. auringonpimennysten aikana.

Aurinkokerrokset ovat valtavia vetypäästöjä, jotka muistuttavat pitkiä hehkuvia filamentteja. Nousemat kohoavat valtavalle etäisyydelle, saavuttaen Auringon halkaisijan (1,4 mlm km), liikkuen noin 300 km / s nopeudella, kun taas lämpötila saavuttaa 10000 astetta.

Aurinkokorona on auringon ilmakehän ulompi ja laajennettu kerros, joka on peräisin kromosfäärin yläpuolelta. Aurinkokoronan pituus on hyvin pitkä ja saavuttaa useita halkaisijoita. Kysymykseen, missä se tarkalleen päättyy, tutkijat eivät ole vielä saaneet selvää vastausta.

Aurinkokoronan koostumus on purkautunut, erittäin ionisoitu plasma. Se sisältää raskaita ioneja, elektroneja, joissa on heliumydin, ja protoneja. Koronan lämpötila nousee 1-2 miljoonaan K asteeseen auringon pintaan nähden.

Aurinkotuuli on jatkuva aineen (plasman) virtaus aurinkoilmakehän ulkokuoresta. Se koostuu protoneista, atomituumista ja elektroneista. Auringon tuulen nopeus voi vaihdella 300 km / s: sta 1500 km / s: iin auringossa tapahtuvien prosessien mukaisesti. Aurinkotuuli leviää koko aurinkokuntaan ja vuorovaikutuksessa maapallon magneettikentän kanssa aiheuttaa erilaisia \u200b\u200bilmiöitä, joista yksi on pohjoiset valot.

Auringon ominaisuudet

Auringon massa: 2 ∙ 1030 kg (332 946 Maan massat)
Halkaisija: 1392000 km
Säde: 696000 km
Keskimääräinen tiheys: 1400 kg / m3
Akselin kallistus: 7,25 ° (suhteessa ekliptiseen tasoon)
Pintalämpötila: 5780 K
Lämpötila auringon keskellä: 15 miljoonaa astetta
Spektriluokka: G2 V.
Keskimääräinen etäisyys maasta: 150 miljoonaa km
Ikä: 5 miljardia vuotta
Kiertoaika: 25.380 päivää
Valovoima: 3,86 - 1026 W
Näkyvä suuruus: 26,75 m

Kaikki tähdet ovat värillisiä. Punaisista kääpiöistä ja punaisista jättiläisistä valkoisiin ja keltaisiin tähtiin, sinisiin jättiläisiin ja super jättiläisiin. Tähden väri riippuu lämpötilasta. Kun fotonit räjähtävät tähdestä avaruuteen, niillä on erilainen määrä energiaa. voi lähettää infrapuna-, puna-, sini- ja ultraviolettivaloa samanaikaisesti. He lähettävät jopa röntgensäteitä ja.

Jos tähti on kylmä, alle 3500 Kelvin, sen väri on punainen. Tämä johtuu siitä, että näkyvässä valossa emittoituu enemmän punaisia \u200b\u200bfotoneja kuin mikään muu. Jos tähti on erittäin kuuma, yli 10000 kelviniä, sen väri on sininen. Jälleen, koska tähdestä virtaa enemmän sinisiä fotoneja.

Auringon lämpötila on noin 6000 kelviniä. Aurinko ja tähdet, kuten aurinkomme, näyttävät valkoisilta. Tämä johtuu siitä, että näemme kaikki eriväriset fotonit ulos auringosta samanaikaisesti. Kun lisäät nämä värit yhteen, saat puhdasta valkoista.

Tämän mustan neliön sisällä oleva valkoinen on suunnilleen auringon väriä.

Joten miksi aurinko näyttää keltaiselta täällä maan päällä? Maan ilmakehä hajottaa auringonvaloa ja poistaa lyhyemmät valon aallonpituudet - sinisen ja violetin. Kun olet poistanut nämä värit auringolta tulevalta valonspektriltä, \u200b\u200bse näyttää keltaiselta. Mutta jos lentäisit ja katsot aurinkoa avaruudesta, auringon väri olisi puhdas valkoinen.

Auringon lämpötila

Auringon pintaa, sitä osaa, jota näemme, kutsutaan fotosfääriksi. Auringon pinnalta virtaavien fotonien lämpötila vaihtelee 4500 Kelvinistä yli 6000 Kelviniin. Auringon keskilämpötila on noin 5800 Kelvin. Muissa yksiköissä aurinko on 5500 ° C tai 9.900 ° F.

Auringon fotosfääri. Luotto: NASA / SOHO.

Mutta tämä on vain keskilämpötila. Yksittäiset fotonit voivat olla kylmempiä ja punaisempia tai kuumempia ja sinisiä. Auringon väri, jonka näemme täällä maan päällä, on keskimäärin kaikki auringosta virtaavat fotonit.

Mutta tämä on vain pinta. Aurinkoa pitää yhdessä sen massan keskinäinen painovoima. Jos voisit mennä alas aurinkoon, tunnet lämpötilan ja paineen nousevan ytimeen asti. Ja ytimeen saakka lämpötila nousee 15,7 miljoonaan Kelviniin. Tässä paineessa ja lämpötilassa vetyydinfuusio voi jo tapahtua. Tässä vetyatomit yhdistyvät muodostamaan heliumia vapauttaen gammasäteilyn fotoneja. Nämä fotonit vapautuvat ja absorboituvat Auringon atomien toimesta hitaasti tiensä avaruuteen. Voi kestää 100 000 vuotta, ennen kuin fotoni ytimestä saavuttaa lopulta fotosfäärin ja hyppää avaruuteen.

Auringon pinta

Ehkä tunnetuin piirre auringon pinnalla on auringonpilkut. Nämä ovat suhteellisen kylmiä alueita auringon pinnalla, jossa magneettikentän viivat lävistävät auringon pinnan. Auringon läiskät voivat olla auringon soihdutusten ja koronaalipainojen lähde.

Näkymä auringon pinnalle japanilaisesta Hinode-tieteellisestä satelliitista.

Kun katsomme aurinkoa, huomaamme, että auringon keskus näyttää paljon kirkkaammalta kuin rajat. Tätä kutsutaan "raajan pimeneväksi", ja se tapahtuu, koska näemme valoa, joka on kulkenut auringon pinnan läpi kulmassa ja jolla on enemmän esteitä - ja siksi se on tummempaa.

Hyvällä teleskoopilla (ja jopa paremmalla aurinkosuodattimella) on mahdollista nähdä, että fotosfääri ei ole sileä. Sen sijaan se on peitetty konvektiosoluilla, joita kutsutaan rakeiksi. Ne johtuvat konvektiivisista plasmavirroista Auringon konvektiovyöhykkeen sisällä. Kuuma plasma nousee pylväissä tämän auringon konvektioalueen läpi, vapauttaa sen energian ja sitten jäähtyy ja uppoaa. Kuvittele, että kuplat nousevat pintaan kiehuvassa vedessä. Näiden rakeiden leveys voi olla 1 000 km, ja niitä voi olla 8 - 20 minuuttia ennen dispergointia.

Valtavia koronaalisia massapurkauksia voidaan nähdä myös ampuvan auringon pinnalta. Ne syntyvät, kun auringon käpristynyt magneettikenttä katkaistaan \u200b\u200bäkillisesti ja irrotetaan. Tämä irtikytkentä vapauttaa valtavan määrän energiaa ja ajaa varautunutta plasmaa avaruuteen. Kun tämä plasma saavuttaa Maan, se luo kauniita auroroja, jotka näkyvät parhaiten maapallon napoilla.

Auringon valoisuus

Tähtitieteilijät mittaavat tähtien kirkkauden erilaisilla instrumenteilla, mutta he tarvitsevat tavan vertailla. Täällä aurinkomme ilmestyy. Kuten kaikki tietävät, aurinko tuottaa noin 3 839 x 10 33 erg energiaa sekunnissa. Muut maailmankaikkeuden tähdet voivat antaa vain murto-osan auringon kirkkaudesta tai useita sen kerrannaisia. Aurinkomme on tähtikriteeri.

Massiivinen koronaalinen massanpoisto. Tämä kuva näyttää maapallon koon vertailua varten (ylhäällä vasemmalla). Luotto: NASA / SDO / J.Major.

Kuvittele, että aurinkoa ympäröivät läpinäkyvien pallojen rivit - kuten sipulin kerrokset. Energian määrä, aurinkovoimakkuus, joka kulkee näiden pallojen läpi joka sekunti, on aina sama. Pallon pinta-ala kuitenkin kasvaa ja kasvaa. Siksi kauemmas saat vähemmän valoa tähdestä, jonka näet.

Tätä kutsutaan käänteiseksi neliölaiksi, ja tähtitieteilijät voivat laskea auringon kirkkauden; itse asiassa se antaa heille mahdollisuuden laskea kaikkien tähtien kirkkaus. Tutkijat ovat lähettäneet avaruuteen tehtäviä, jotka mittaavat antureihinsa putoavan energian kokonaismäärän. Näiden tietojen perusteella tähtitieteilijät voivat laskea, kuinka paljon energiaa putoaa koko maapallolle ja kuinka paljon aurinko tulee.

Ja se toimii myös tähtien kanssa. Avaruusalus tunnistaa toisen tähden kirkkauden, tekijät etäisyydelle ja auttaa laskemaan tähden alkuperäisen kirkkauden.

Vaikka aurinkomme on vakaa, siinä tapahtuu pieniä muutoksia auringon kirkkaudessa. Nämä muutokset johtuvat auringonpilkuista, jotka tummentavat alueita, ja kirkkaista rakenteista aurinkolevyssä 11 vuoden aurinkosyklin aikana. Viimeisten 30 vuoden yksityiskohtaiset mittaukset ovat osoittaneet, että ne eivät ole riittäviä johtamaan maapallon lämpenemisen kiihtyvyyteen.

Visuaalisesti maallisen tarkkailijan tähdet näyttävät erilaisilta: jotkut loistavat kirkkaammin, toiset himmentyvät.

Tämä ei kuitenkaan vielä puhu säteilyn todellisesta voimasta, koska tähdet ovat eri etäisyydellä.

Esimerkiksi Orion-tähdistön sinisen Rigelin näennäinen suuruus on 0,11 ja kirkkaimman lähellä taivasta olevan Siriusin näennäinen suuruus on miinus 1,5.

Siitä huolimatta Rigel lähettää näkyvässä valossa 2200 kertaa enemmän energiaa kuin Sirius, ja se näyttää heikommalta vain siksi, että se on 90 kertaa kauempana meistä verrattuna Sirius.

Siten näennäinen suuruus sinänsä ei voi olla tähden ominaisuus, koska se riippuu etäisyydestä.

Tähden säteilytehon todellinen ominaisuus on sen kirkkaus, eli tähtiyksikön aikaansaama kokonaisenergia.

Kirkkaus tähtitieteessä tähtitieteellisen objektin (planeetta, tähti, galaksi jne.) lähettämä kokonaisenergia aikayksikköä kohti. Mitattuna absoluuttisina yksikköinä: wattia (W) - kansainvälisessä SI-järjestelmässä; erg / s - CGS-järjestelmässä (senttimetri-gramma-sekunti); tai yksiköinä Auringon kirkkaudesta (Auringon kirkkaus L s \u003d 3,86 · 10 33 erg / s tai 3,8 · 10 26 W).

Valovoima ei riipu etäisyydestä esineeseen, vain näennäinen suuruus riippuu siitä.

Valovoima on yksi tärkeimmistä tähtiominaisuuksista, jonka avulla voidaan vertailla erityyppisiä tähtiä keskenään spektrin - kirkkauden ja massan - kirkkauden kaavioissa.

missä R on tähden säde, T on sen pinnan lämpötila, σ on Stefan-Boltzmannin vakio.

Tähtien kirkkaus, on huomattava, on hyvin erilainen: on tähtiä, joiden kirkkaus on 500 000 kertaa suurempi kuin Auringon, ja on kääpiötähtiä, joiden kirkkaus on suunnilleen sama kertaa vähemmän.

Tähden kirkkaus voidaan mitata fyysisissä yksiköissä (esimerkiksi watteina), mutta tähtitieteilijät ilmaisevat tähtien kirkkaudet usein auringon kirkkaudella.

Voit myös ilmaista tähden todellisen kirkkauden käyttämällä absoluuttinen suuruus.

Kuvitelkaamme, että olemme sijoittaneet kaikki tähdet vierekkäin ja katsomme niitä samalla etäisyydellä. Silloin näennäinen tähtien suuruus ei enää riipu etäisyydestä ja se määräytyy vain kirkkauden perusteella.

Vakioväli on 10 ps (parsek).

Näennäistä tähtien suuruutta (m), joka tähdellä olisi tällä etäisyydellä, kutsutaan absoluuttiseksi tähtien suuruudeksi (M).

Siten absoluuttinen tähtien suuruus on kvantitatiivinen ominaisuus kohteen kirkkaudelle, joka on yhtä suuri kuin tähtien suuruus, joka esineellä olisi 10 parsekin vakioetäisyydellä.

Koska valaistus on kääntäen verrannollinen etäisyyden neliöön, niin

missä E on tähden luoma valaistus, joka on r parsek maasta; E 0 - valaistus samasta tähdestä vakioetäisyydeltä r 0 (10 kpl).

Pogsonin kaavaa käyttämällä saadaan:

m - M \u003d -2,5 lg (E / E 0) \u003d -2,5 lg (r 0 / r) 2 \u003d -5 lgr 0 + 5 lgr.

tämä merkitsee

M \u003d m + 5lgr 0-5lgr.

Sillä r 0 \u003d 10 kpl

M \u003d m + 5 - 5 lgr. (yksi)

Jos (1) r \u003d r 0 \u003d 10 kplsitten M \u003d m - määrittämällä absoluuttinen suuruus.

Näennäisen (m) ja absoluuttisen (M) tähtien suuruuden välistä eroa kutsutaan etäisyysmoduuliksi

m - М \u003d 5 lgr - 5.

Vaikka M riippuu vain tähden omasta kirkkaudesta, m riippuu myös etäisyydestä r (ps: na) siihen.

Esimerkiksi lasketaan absoluuttinen suuruus yhdelle kirkkaimmista ja lähimmistä tähdistä - Centaurista.

Sen näennäinen suuruus on -0,1, etäisyys siihen on 1,33 ps. Kun nämä arvot korvataan kaavalla (1), saadaan: M \u003d -0,1 + 5 - 5lg1,33 \u003d 4,3.

Toisin sanoen, Centaurin absoluuttinen tähtien suuruus on lähellä Auringon absoluuttista tähtien suuruutta, joka on yhtä suuri kuin 4,8.

On myös otettava huomioon tähtien valon absorptio tähtienvälisessä väliaineessa. Tällainen absorptio heikentää tähden kirkkautta ja lisää näennäistä suuruutta m.

Tässä tapauksessa: m \u003d M - 5 + 5lgr + A (r), jossa termi А (r) ottaa huomioon tähtien välisen imeytymisen.

Kirkkaus
Näkyvät ja absoluuttiset tähtien suuruudet
Wikipedia

Tähtien kirkkauden esittäminen. Yhtä kuin Auringon kirkkaus, joka on 3,827 × 10 26 W tai 3,827 × 10 33 Erg / s.

Vakion laskeminen

Voit laskea maahan tulevan aurinkoenergian määrän vertaamalla pallon aluetta, jonka säde on yhtä suuri kuin maapallon etäisyys Auringosta (keskipiste on tähdessä), ja leikkauspinta-alaa, joka on tehty siten, että planeetan akseli kierto kuuluu leikkaustasoon.

• Maan säde on 6,378 km.
• Maan poikkipinta-ala: S Maa \u003d π × säde² \u003d 128 000 000 km²
• Keskimääräinen etäisyys aurinkoon: R Aurinko \u003d 150 000 000 km. (1 vuosi)
• Pallon pinta-ala: S aurinko \u003d 4 × π × R aurinko ² \u003d 2,82 × 10 17 km².
• Maan osuma energiamäärä aikayksikköä kohti: P Maa \u003d P Aurinko × S Maa / S Aurinko \u003d 1,77 × 10 17 W.
  • Energiamäärä (aikayksikköä kohti) neliömetriä kohti: P Maa / S Maa \u003d 1387 W / m² (Aurinkovakio)
  • Ihmiskunta kuluttaa noin 12 × 10 12 wattia. Kuinka paljon tilaa tarvitaan energiankulutuksen varmistamiseen? Parhaiden aurinkopaneelien hyötysuhde on noin 33%. Vaadittu pinta-ala on 12 × 10 12 / (1387 × 0,33) \u003d 26 × 10 9 m² \u003d 26000 km² tai neliö ~ 160 × 160 km. (Itse asiassa tarvitaan suurempi alue, koska aurinko ei ole aina sen zenitissä ja lisäksi osa säteilystä hajaantuu pilvien ja ilmakehän keskuudessa.)

Linkit

• I.-J. Boothroyd (2003). "Aurinkomme. V. Kirkas nuori aurinko, joka on sopusoinnussa helioseismologian ja muinaisen maan ja Marsin lämpimien lämpötilojen kanssa". Astrofyysinen lehti 583 (2): 1024-1039.

Wikimedia Foundation. 2010.

Katso, mitä "auringon valoisuus" on muissa sanakirjoissa:

Tähtitieteessä lähteen lähettämä kokonaisenergia aikayksikköä kohti (absoluuttisina yksikköinä tai Auringon kirkkauden yksikköinä; Auringon kirkkaus \u003d 3,86 · 1033 erg / s). Joskus ei puhuta täydellisestä S.: stä, vaan S.: stä tietyllä aallonpituusalueella. Esimerkiksi ... ... Tähtitieteellinen sanakirja

Valovoima on termi, jota käytetään viittaamaan tiettyihin fyysisiin määriin. Sisältö 1 Fotometrinen kirkkaus 2 Taivaankappaleen valovoima ... Wikipedia

Tähden kirkkaus, tähden valon voimakkuus, eli tähden lähettämän valovirran suuruus, suljettuna yhtenäiseksi kulmaksi. Termi "tähden kirkkaus" ei vastaa yleisen fotometrian termiä "kirkkaus". S. tähtiä voidaan kutsua nimellä ... Suuri Neuvostoliiton tietosanakirja

Pinnan pisteessä. yksi valomääristä, pintaelementistä tulevan valovirran suhde tämän elementin pinta-alaan. Yksikkö C. (SI) on lumenia neliömetriä kohti (lm / m2). Samanlainen arvo energiajärjestelmässä. kutsutut määrät ... ... Fyysinen tietosanakirja

LUMINANCE, STAR: n absoluuttinen kirkkaus, sen pinnan lähettämä energiamäärä sekunnissa. Se ilmaistaan \u200b\u200bwatteina (joulea sekunnissa) tai auringon kirkkaudella. Bolometrinen kirkkaus mittaa tähden valon kokonaistehon ... ... Tieteellinen ja tekninen tietosanakirja

LUMINANCE, 1) tähtitieteessä avaruusobjektin lähettämä energian kokonaismäärä aikayksikköä kohti. Joskus he puhuvat kirkkaudesta tietyllä aallonpituusalueella, esimerkiksi radion kirkkaudesta. Yleensä mitataan erg / s, W tai yksikköinä ... Moderni tietosanakirjaWikipedia

Kuinka tuli tunnetuksi, kuinka paljon energiaa aurinko lähettää?

Lähes puolitoista vuosisataa tähtitieteilijät ja geofyysikot ovat käyttäneet paljon vaivaa selvittääkseen aurinkovakio.Tämä on nimeltään kaikkien aallonpituuksien aurinkosäteilyenergian kokonaismäärä, joka putoaa 1 cm 2: n alueelle, kohtisuorassa aurinkosäteisiin maan ilmakehän ulkopuolella ja maan keskimääräiselle etäisyydelle auringosta. Auringon vakion määrittäminen vaikuttaa melko suoraviivaiselta tehtävältä. Mutta tämä on vain ensi silmäyksellä. Todellisuudessa tutkijalla on kuitenkin kaksi vakavaa ongelmaa.

Ensinnäkin on tarpeen luoda säteilynilmaisin, joka havaitsee kaikki näkyvän valon värit sekä ultravioletti- ja infrapunasäteet - sanalla sanoen koko sähkömagneettisten aaltojen spektri samalla herkkyydellä. Muistutetaan lukijaa siitä, että näkyvä valo, ultravioletti- ja röntgensäteily, gammasäteet, infrapunasäteily ja radioaallot ovat tietyssä mielessä samaa luonnetta. Niiden ero toisistaan \u200b\u200bjohtuu vain sähkömagneettisen kentän värähtelytaajuudesta tai aallonpituudesta. Pöytä 2 osoittaa lambdan aallonpituudet sähkömagneettisen säteilyn spektrin eri alueet, taajuus v hertseinä ja kvanttien energia hv elektronivoltteina).

Kuten taulukosta käy ilmi. Kuvion 2 mukaisesti näkyvä alue, jonka pituus on hieman alle oktaavin, muodostaa hyvin pienen osan koko sähkömagneettisen säteilyn spektristä, joka ulottuu gammasäteistä, joiden aallonpituudet ovat tuhannes nanometriä nanometriä, metriin radioaaltoja, yli 46 oktaavilla . Aurinko säteilee käytännössä koko tällä jättimäisellä aallonpituusalueella, ja aurinkovakion on otettava huomioon, kuten jo mainittiin, koko spektrin energia. Sopivimpia tähän tarkoitukseen ovat lämpöilmaisimet, esimerkiksi lämpöelementit ja bolometrit, joissa mitattu säteily muunnetaan lämmöksi, ja laitteen lukemat riippuvat tämän lämmön määrästä, eli viime kädessä energianlähteen tehosta. tapahtuva säteily, mutta ei sen spektrikoostumuksella.

Vuonna 1895 keksitty ja laajalti (vähäisin parannuksin) käyttöön otettu Angstremin kompensointipyrheliometri on järjestetty nerokkaasti. Kuvittele, että kaksi identtistä levyä (manganiinista) seisoo vierekkäin. Molemmat on päällystetty platino niellolla tai erityisellä mustalla lakalla. Yksi niistä on valaistu ja lämmitetty auringon säteiltä, \u200b\u200bja toinen on suljettu verholla. Tällaisen voimakkuus (reostaatin ohjaama) sähkövirta johdetaan varjostetun levyn läpi siten, että sen lämpötila on yhtä suuri kuin valaistun levyn lämpötila. Nykyinen tarvittava teho korvausaurinkolämmitys (tästä johtuen laitteen nimi - kompensointipyrhimetri) on mitta tulevan säteilyn tehosta.

Angstrom-pyrheliometrin etuna on sen yksinkertaisuus, luotettavuus ja indikaatioiden hyvä toistettavuus. Siksi sitä on käytetty eri maissa yli 85 vuoden ajan. Siitä huolimatta mittaukset sen kanssa vaativat pieniä, mutta vaikeasti määritettäviä korjauksia. Ensinnäkin mikään mustuminen (mukaan lukien noki, platinamusta jne.) Ei takaa tulevien säteiden täydellistä imeytymistä. Osa heistä (noin 1,5-2%) heijastuu, ja tämä osuus voi vaihdella aallonpituuden mukaan. Ontelolaitteita on tältä osin kehitetty kahden viime vuosikymmenen aikana. Yhden niistä kaavio (PAKRAD-3-pyrheliometri, sarjavalmistaja Eppley Laboratory, USA) on esitetty kuvassa. yksi.

Ylemmässä vastaanottotilassa l, muodostuu sylinteristä 2, kartio 3 kaksiseinäinen katkaistu kartio 4, auringonvalo pääsee tarkan kalvon 5 läpi 6 avulla voit määrittää ylemmän rakenteen lämpötilan nousun verrattuna alemman vastaaviin pisteisiin, joka on järjestetty täsmälleen samalla tavalla kuin ylempi (vain siinä oleva kartio on käännetty 180 ° kompaktiksi). Absorboidun säteilyn teho on yhtä suuri kuin virran teho, joka on vietävä käämityksen 7 läpi, niin että aukko on suljettu 5 aiheuttaa saman lämpötilan nousun.

Koska auringon säteet voivat tulla ulos ontelosta 1 vasta useiden heijastusten jälkeen sisäpuolelta mustalla ontelolla mustalla ontelolla kuin Angstrom-pyrheliometrin levyillä on suuri absorptiokerroin. Se on 0,997-0,998, ja joissakin tapauksissa se saavuttaa 0,9995. Tämä on laajalle levinneiden ontelolaitteiden etu.

Toinen vaikeus aurinkovakion määrittämisessä johtuu maapallon ilmakehästä. Jälkimmäinen vaimentaa mitä tahansa säteilyä, ja vaimennus riippuu suuresti aallonpituudesta. Sininen ja violetti säteet vaimentuvat paljon enemmän kuin punaiset ja ultraviolettisäteet vaimentuvat vielä enemmän. Maan ilmakehä estää yleensä alle 300 nm: n aallonpituuden säteilyn, kuten useimmat infrapunasäteet. Lisäksi ilmakehän optiset ominaisuudet ovat erittäin epävakaat, jopa kirkkaalla, pilvettömällä säällä.

Koska ilmakehä heikentää eri aallonpituuksien säteitä eri tavoin, läpinäkyvyyskerrointa ei löydy tekemällä havainnot "valkoisessa valossa" sellaisille laitteille kuin pyrheliometrit, jotka rekisteröivät kaikkien aallonpituuksien säteilyä, joita ei ole hajotettu taajuuksia. Spektrometrinen instrumentti on ehdottoman välttämätön. Sitä koskevat havainnot mahdollistavat ilmakehän läpinäkyvyyskertoimen arvojen määrittämisen erikseen useille aallonpituuksille. Vasta sitten voimme laskea niistä ilmakehän korjauksen pyrheliometrin lukemiin.

Kaikki tämä vaikeuttaa suuresti aurinkovakion määrittämistä maan pinnalta. Ei ole yllättävää, että esimerkiksi viime vuosisadalla tehtyjen havaintojen tarkkuus oli heikko ja eri kirjoittajat saivat arvoja, jotka eroavat 2 kertaa tai enemmän.

Menetelmällisesti vuonna 1900 aloitettuja ja useita vuosikymmeniä jatkuneita töitä Ch.Abbottin johdolla pidetään oikeutetusti parhaimpina kenttämääritelmien joukossa. Ne osoittivat tuloksia, joiden keskiarvo oli 2-3%. Abbot itse tulkitsi tämän leviämisen todellisiksi muutoksiksi auringon säteilyssä. Myöhemmin näiden samojen havaintojen tarkempi analyysi osoitti kuitenkin, että sironta johtui virheistä, jotka liittyivät pääasiassa maapallon ilmakehän epävakauden riittämättömään laskentaan.

Sillä välin meteorologian ja useiden muiden maapallotieteiden sekä astrofysiikan (erityisesti planeettojen fysiikan) osalta sekä tarkempi tieto tästä suuruudesta että ratkaisu kysymykseen siitä, onko aurinkovakio todella vakio, toisin sanoen tapahtuu ja missä rajoissa auringon säteilyn mahdolliset vaihtelut.

Radikaalin ratkaisun ongelmaan tarjoaa keinotekoisten Maan satelliittien käyttö. Auringon vakion mittaamiseen suunnitellut satelliitit ovat säännöllisesti ”toimineet” viimeiset 10–12 vuotta. Instrumenttien poistaminen ilmakehän ulkopuolella (tietysti yhdessä itse instrumenttien parantamisen kanssa) mahdollistaa aurinkosäteen virtauksen määrittämisen ennennäkemättömällä tarkkuudella - absoluuttinen arvo jopa 0,3% ja mahdolliset vaihtelut jopa 0,001 % keskiarvosta. Saavutetusta tarkkuudesta huolimatta aurinkovakion vaihtelujen ongelmaa ei ole vielä täysin ratkaistu. On vain todettu, että niiden amplitudi (jos sellaisia \u200b\u200bon) on enintään 0,1-0,2%. Menemättä syvemmälle keskusteluun aurinkosäteilyn vakaudesta huomaamme, että 1%: n tarkkuudella aurinkovakio on 137 mW / cm2 tai 1,96 cal (cm 2 min) -1.

Kun tiedämme aurinkovakion arvon, voimme saada mielenkiintoisia tietoja. Tarkastellaan tiettyä maapallon pintaa ja oletetaan, että aurinkosäteiden tulokulma on 60 ° (auringon korkeus horisontin yläpuolella on 30 °). Tässä tapauksessa, joka on melko tyypillistä keskileveysolosuhteille, noin 65% koko aurinkovirrasta saavuttaa maapallon pinnan, loput viivästyttää ilmakehä. Maan pinnan valaistusta on edelleen vähennettävä puoleen säteiden viiston esiintymisen vuoksi. On helppo laskea, että näissä olosuhteissa 22 miljoonan kW: n teho syötetään auringolta alueelle, joka on kooltaan 5 × 10 km (yhtä suuri kuin keskimääräinen kaupunki), eli enemmän kuin koko alue. Ekibastuziin rakenteilla oleva 5 voimalaitoskompleksi tarjoaa. Maapallon säde, joka on yhtä suuri kuin 6,371 10 8 cm, on lisäksi helppo löytää maapallon "poikkileikkauksen" pinta-ala (1,275 10 18 cm 2) ja laskea, että aurinkosäteilyn teho putoaminen koko puolelle maapalloa, jonka aurinko valaisee, on valtava - noin 1,7 10 14 kW. Esittämään se selkeämmin riittää, kun sanotaan, että maapallon päiväpuoliskolle putoava aurinkoenergia riittää sulattamaan 0,56 km 3: n jään lohkon 1 sekunnissa (1 km pitkä ja 1 km leveä ja 560 m korkea) tai lämmitä 4 tunnissa 0-100 ° C: seen ja haihduta sitten niin paljon vettä kuin Ladoga-järvessä (908 km 3) on. Lopuksi, aurinko lähettää maapallolle 26 päivässä enemmän energiaa kuin mitä kaikki tutkitut ja ennustetut hiilen, öljyn ja kaasun ja muun tyyppiset fossiiliset polttoaineet sisältävät. Näiden varojen arvioidaan olevan 13 10 12 tonnia ns. Vakiopolttoainetta (ts. Polttoainetta, jonka lämpöarvo on 7000 kaloria / g tai 29,3 106 J / kg).

Kaikkien sääilmiöiden energia, kaikki maapallon ilmakehässä ja hydrosfäärissä esiintyvät luonnolliset prosessit, kuten tuuli, valtamerien haihtuminen, kosteuden kulkeutuminen pilvien, sateiden, purojen ja jokien sekä valtamerien virtausten, jäätiköiden liikkeen kautta - kaikki tämä on pohjimmiltaan maahan laskeutuneen muunnetun aurinkosäteilyn energia. Biosfäärin kehittyminen määräytyy lämmön ja valon vuoksi, joten tietyt polttoaineet, kuten myös kaikki ruokamme, K. A. Timiryazevin kuvaannollisen ilmaisun mukaan "on säilöttyjä auringon säteitä".

Annetaan vielä yksi luku. Maan keskimääräinen etäisyys auringosta (tai maapallon kiertoradan puoli-akselista) on 149,6 10 6 km. Siksi Auringon kokonaisvalovoima on 3,82 10 23 kW tai 3,82 10 33 erg / s; tämä arvo on lähes 17 suuruusluokkaa suurempi kuin suurimpien teknisten voimalaitosten, kuten suurimpien vesi- ja lämpövoimaloiden, kapasiteetti.