Сонячна світність. Будова сонця Світність сонця дорівнює

Найближча до нас зірка - це звичайно Сонце. Відстань від Землі до нього по космічним параметрам зовсім невелике: від Сонця до Землі сонячне світло йде всього лише 8 хвилин.

Сонце - це не звичайний жовтий карлик, як вважали раніше. Це центральне тіло сонячної системи, біля якої крутяться планети, з великою кількістю важких елементів. Це зірка, що утворилася після кількох вибухів наднових, біля якої сформувалася планетна система. За рахунок розташування, близького до ідеальних умов, на третій планеті Земля виникло життя. Вік Сонця налічує вже п'ять мільярдів років. Але давайте розберемося, чому ж воно світить? Яку будову Сонця, і які його характеристики? Що чекає його в майбутньому? Наскільки значний вплив воно робить на Землю і її мешканців? Сонце - це зірка, навколо якої обертаються всі 9 планет сонячної системи, в тому числі і наша. 1 а.о. (Астрономічна одиниця) \u003d 150 млн. Км - таким же є і середня відстань від Землі до Сонця. У Сонячну систему входять дев'ять великих планет, близько сотні супутників, безліч комет, десятки тисяч астероїдів (малих планет), метеорні тіла і міжпланетні газ і запал. У центрі всього цього і знаходиться наше Сонце.

Сонце світить вже мільйони років, що підтверджують сучасні біологічні дослідження, отримані із залишків синьо-зелено-синіх водоростей. Змінися температура поверхні Сонця хоча б на 10%, і на Землі, загинуло б усе живе. Тому добре, що наша зірка рівномірно випромінює енергію, необхідну для процвітання людства і інших істот на Землі. У релігіях і міфах народів світу, Сонце постійно займало головне місце. Майже у всіх народів стародавності, Сонце було найголовнішим божеством: Геліос - у стародавніх греків, Ра - бог Сонця стародавніх єгиптян і Ярило у слов'ян. Сонце приносило тепло, урожай, все шанували його, тому що без нього не було б життя на Землі. Розміри Сонця вражають. Наприклад, маса Сонця в 330 000 разів більша за масу Землі, а його радіус в 109 разів більше. Зате щільність нашого зоряного світила невелика - в 1,4 рази більше, ніж щільність води. Рух плям на поверхні зауважив ще сам Галілео Галілей, таким чином довівши, що Сонце не стоїть на місці, а обертається.

Конвективная зона Сонця

Радіоактивна зона близько 2/3 внутрішнього діаметра Сонця, а радіус становить близько 140 тис.км. Віддаляючись від центру, фотони втрачають свою енергію під впливом зіткнення. Таке явище називають - феномен конвекції. Це нагадує процес, що відбувається в киплячому чайнику: енергії, що надходить від нагрівального елементу, набагато більше тієї кількості, яка відводиться тепло провідністю. Гаряча вода, що знаходиться в близькості від вогню, піднімається, а більш холодна опускається вниз. Цей процес називаються конвенція. Сенс конвекції в тому, що більш щільний газ розподіляється по поверхні, охолоджується і знову йде до центру. Процес перемішування в конвективної зоні Сонця здійснюється безперервно. Дивлячись в телескоп на поверхню Сонця, можна побачити її зернисту структуру - грануляції. Відчуття таке, що воно складається з гранул! Це пов'язано з конвекцією, що відбувається під фотосферою.

фотосфера Сонця

Тонкий шар (400 км) - фотосфера Сонця, знаходиться прямо за конвективного зоною і являє собою видиму з Землі «справжню сонячну поверхню». Вперше гранули на фотосфері сфотографував француз Янссен в 1885р. Середньостатистична гранула має розмір 1000 км, пересувається зі швидкістю 1 км / сек і існує приблизно 15 хв. Темні освіти на фотосфері можна спостерігати в екваторіальній частині, а потім вони зсуваються. Найсильніші магнітні поля, є відмітною рисою таких плям. А темний колір виходить внаслідок нижчої температури, щодо навколишнього фотосфери.

хромосфера Сонця

Хромосфера Сонця (кольорова сфера) - щільний шар (10 000 км) сонячної атмосфери, який знаходиться прямо за фотосферой. Хромосферу спостерігати досить проблематично, за рахунок її близьке розташування до фотосфері. Найкраще її видно, коли Місяць закриває фотосфери, тобто під час сонячних затемнень.

Сонячні протуберанці - це величезні викиди водню, що нагадують світяться довгі волокна. Протуберанці піднімаються на величезні відстань, що досягають діаметра Сонця (1.4 млм км), рухаються зі швидкістю близько 300 км / сек, а температура при цьому, досягає 10 000 градусів.

Сонячна корона - зовнішні і протяжні шари атмосфери Сонця, що беруть початок над хромосферою. Довжина сонячної корони є дуже тривалою і досягає значень в кілька діаметрів Сонця. На питання де саме вона закінчується, вчені поки не отримали однозначної відповіді.

Склад сонячної корони - це розряджена, високо іонізована плазма. У ній містяться важкі іони, електрони з ядром з гелію і протони. Температура корони досягає від 1 до 2-ох млн градусів К, щодо поверхні Сонця.

Сонячний вітер - це безперервне витікання речовини (плазми) з зовнішньої оболонки сонячної атмосфери. До його складу входять протони, атомні ядра і електрони. Швидкість сонячного вітру може змінюватися від 300 км / сек до 1500 км / сек, відповідно до процесів, що відбуваються на Сонці. Сонячний вітер, поширюється по всій сонячній системі і, взаємодіючи з магнітним полем Землі, викликає різний явища, одним з яких, є північне сяйво.

характеристики Сонця

Маса Сонця: 2 ∙ 1030 кг (332 946 мас Землі)
Діаметр 1 392 000км
Радіус: 696 000 км
Середня щільність 1 400 кг / м3
Нахил осі: 7,25 ° (щодо площини екліптики)
Температура поверхні: 5 780 К
Температура в центрі Сонця: 15 млн градусів
Спектральний клас: G2 V
Середня відстань від Землі: 150 млн. Км
Вік: 5 млрд. Років
Період обертання: 25,380 діб
Світність: 3,86 ∙ 1026 Вт
Видима зоряна величина: 26,75m

Всі зірки мають колір. Від червоних карликів і червоних гігантів до білих і жовтих зірок, до синіх гігантів і супергігантів. Колір зірки залежить від температури. Коли фотони вириваються зсередини зірки в космос, вони мають різні кількості енергії. може випускати інфрачервоний, червоний, синій і ультрафіолетове світло в один і той же час. Вони навіть випускають рентгенівське випромінювання і.

Якщо зірка холодна, менш 3,500 Кельвін, його колір буде червоним. Це через те, що випускається більше червоних фотонів, ніж будь-яких інших у видимому світлі. Якщо зірка дуже гаряча, понад 10,000 Кельвін, її колір буде синім. І знову, тому що там більше синіх фотонів, що струменіють з зірки.

Температура Сонця приблизно дорівнює 6,000 Кельвін. Сонце, і зірки як наше Сонце, виглядають білими. Це через те, що ми спостерігаємо все різні кольорові фотони, що виходить із Сонця в один і той же час. Коли ви складаєте ці кольори, ви отримуєте чистий білий.

Білий колір всередині цього чорного квадрата приблизно колір Сонця.

Так чому Сонце виглядає жовтим тут на Землі? Атмосфера Землі розсіює сонячне світло, видаляючи коротші довжини хвиль світла - синій і фіолетовий. Як тільки ви видалите ці кольори із спектру світла, що виходять від Сонця, воно виглядає жовтим. Але якщо ви б полетіли і подивилися Сонце з космосу, колір Сонця був би чистим білим.

температура Сонця

Поверхня Сонця, частина, яку ми бачимо, називається фотосфера. Фотони, хвилясті від поверхні Сонця різні по температурі від 4500 Кельвін до понад 6000 Кельвін. Середня температура Сонця близько 5800 Кельвін. В інших одиницях виміру, Сонце - 5500 ° C або 9,900 ° F.

Фотосфера Сонця. Надано: NASA / SOHO.

Але це тільки середня температура. Окремі фотони можуть бути холодніше і красно, або гаряче і синє. Колір Сонця, який ми бачимо тут на Землі, в середньому це все фотони, хвилясті від Сонця.

Але це тільки поверхня. Сонце стримується разом взаємною гравітацією своєї маси. Якби ви могли спуститися вниз Сонця, ви б відчули, що температура і тиск збільшуються на всьому шляху до ядра. І вниз до ядру температури досягають 15.7 мільйонів Кельвін. При такому тиску і температурі вже може мати місце водневий ядерний синтез. Це де атоми водню з'єднуються разом в гелій, випускаючи фотони гамма радіації. Ці фотони випускаються і поглинаються атомами в Сонце, коли вони повільно прокладають свій шлях в космос. Може зайняти 100,000 років для того, щоб фотон, що утворився в ядрі, в кінці кінців, досяг фотосфери і зробив стрибок в космос.

поверхня Сонця

Можливо, найбільш знайома особливість на поверхні Сонця - це сонячні плями. Це відносно більш холодні регіони на поверхні Сонця, де лінії магнітного поля пронизують поверхню Сонця. Сонячні плями можуть бути джерелом сонячних спалахів і викидів корональної маси.

Вид поверхні Сонця з наукового японського супутника Hinode.

Коли ми дивимося на Сонце, ми помічаємо, що центр Сонця виглядає набагато яскравіше, ніж кордони. Це називається "затемненням лімба" і відбувається, тому що ми спостерігаємо світло, який пройшов через поверхню Сонця під кутом, і мав більше перешкод - і тому темніше.

З хорошим телескопом (і навіть найкращим сонячним фільтром), можливо побачити, що фотосфера не гладко. Замість цього, вона покрита конвекційними осередками, званими гранулами. Вони викликані конвекційними потоками плазми всередині конвекционной зони Сонця. Гаряча плазма піднімається в стовпах через цей конвекційний регіон Сонця, випускає свою енергію і потім охолоджується і занурюється. Уявіть бульбашки, що піднімаються до поверхні в киплячій воді. Ці гранули можуть бути 1000 км в ширину і існувати 8-20 хвилин до розсіювання.

Величезні викиди корональної маси можуть також бути видно вистрілює з поверхні Сонця. Вони створюються, коли кисле магнітне поле Сонця різко обривається і роз'єднується. Це роз'єднання випускає величезну кількість енергії, і викидає заряджену плазму в космос. Коли ця плазма досягає Землі, вона створює гарні полярні сяйва, найкраще видимі на полюсах Землі.

світність Сонця

Астрономи вимірюють яскравість зірок різними інструментами, але їм потрібен спосіб для порівняння. Ось, де з'являється наше Сонце. Як кожен знає, Сонце віддає приблизно 3.839 x 10 33 Ерг в секунду енергії. Інші зірки у Всесвіті можуть тільки віддавати частку сонячної світимості, або кілька кратних їй. Наше Сонце - це зоряний критерій.

Масивний викид корональної маси. Ця фотографія показує розмір Землі для порівняння (угорі ліворуч). Надано: NASA / SDO / J. Major.

Уявіть, що Сонце оточене рядами прозорих сфер - як шари цибулі. Кількість енергії, сонячна світність, що проходить через кожну з цих сфер кожну секунду, - завжди одне і те ж. Проте, область поверхні сфери стає більше і більше. Це те, чому далі ви отримуєте від зірки менше світла, який бачите.

Це називається законом зворотних квадратів, і дозволяє астрономам обчислювати сонячну світимість; фактично, це дозволяє їм обчислювати світність всіх зірок. Вчені відправляли місії в космос, які вимірюють загальна кількість енергії, що падає на їх датчики. З цієї інформації, астрономи можуть обчислювати, скільки енергії падає на всю Землю, а потім і скільки приходить від Сонця.

І це також працює і для зірок. Космічний корабель виявляє світність іншої зірки, фактори в відстані і допомагає обчислити первісну світність зірки.

Хоча наше Сонце стабільне, воно відчуває незначні зміни в сонячної світимості. Ці зміни викликані сонячними плямами, які затемнюють регіони, і яскравими структурами на сонячному диску протягом 11-ти річного сонячного циклу. Докладні вимірювання, проведені протягом останніх 30 років, виявили, що вони не є достатніми, щоб привести до прискорення глобального потепління, яке ми виявляємо тут на Землі.

Візуально зірки для земного спостерігача виглядають по-різному: одні світять яскравіше, інші тьмяніше.

Однак це ще не говорить про справжню потужності їх випромінювання, оскільки зірки знаходяться на різних відстанях.

Наприклад, блакитний Ригель з сузір'я Оріона має видиму зоряну величину 0,11, а що знаходиться недалеко на небі яскравий Сіріус має видиму зоряну величину мінус 1,5.

Проте Ригель випромінює енергії в видимих \u200b\u200bпроменях в 2200 разів більше, ніж Сіріус, а здається слабкіше тільки тому, що знаходиться в 90 разів далі від нас в порівнянні з Сіріусом.

Таким чином, видима зоряна величина сама по собі не може бути характеристикою зірки, оскільки залежить від відстані.

Справжньою характеристикою потужності випромінювання зірки служить її світність, тобто. Е. Повна енергія, яку випромінює зірка в одиницю часу.

світність в астрономії - повна енергія, яку випромінює астрономічним об'єктом (планетою, зіркою, галактикою і т. п.) в одиницю часу. Вимірюється в абсолютних одиницях: ватах (Вт) - в Міжнародній системі одиниць СІ; ерг / с - в системі СГС (сантиметр-грам-секунда); або в одиницях світності Сонця (світність Сонця L s \u003d 3,86 · 10 33 ерг / с або 3,8 · 10 26 Вт).

Світність не залежить від відстані до об'єкта, від нього залежить тільки видима зоряна величина.

Світність - одна з найважливіших зоряних характеристик, що дозволяє порівнювати між собою різні типи зірок на діаграмах «спектр - світність», «маса - світність».

де R - радіус зірки, T - температура її поверхні, σ - постійна Стефана-Больцмана.

Світності зірок, треба відзначити, досить різні: існують зірки, світність яких в 500 000 разів більше сонячної, і є зірки-карлики, світність яких приблизно в стільки ж разів менше.

Світність зірки можна вимірювати в фізичних одиницях (скажімо, у ВАТ), але астрономи частіше висловлюють світності зірок в одиницях світності Сонця.

Також можна висловлювати істинну світність зірки за допомогою абсолютної зоряної величини.

Уявімо собі, що ми розташували всі зірки поруч і розглядаємо їх з одного і того ж відстані. Тоді видима зоряна величина вже не буде залежати від відстані і буде визначатися тільки світність.

В якості стандартного відстані прийнято значення 10 пс (парсек).

Видима зоряна величина (m), яку б мала зірка на такій відстані, називається абсолютною зоряною величиною (M).

Таким чином, абсолютна зоряна величина - це кількісна характеристика світності об'єкта, що дорівнює зоряної величини, яку мав би об'єкт на стандартній відстані 10 парсек.

Так як освітленість обернено пропорційна квадрату відстані, то

де Е - освітленість, створювана зіркою, яка віддалена від Землі на r парсек; E 0 - освітленість від тієї ж зірки зі стандартного відстані r 0 (10 пк).

Використовуючи формулу Погсон, отримуємо:

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

звідси випливає

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

для r 0 \u003d 10 пк

M \u003d m + 5 - 5lgr. (1)

Якщо в (1) r \u003d r 0 \u003d 10 пк, то M \u003d m - за визначенням абсолютної зоряної величини.

Різниця між видимою (m) і абсолютної (М) зоряними величинами називають модулем відстані

m - М \u003d 5 lgr - 5.

У той час як М залежить тільки від власної світності зірки, m залежить також і від відстані r (в пс) до неї.

Для прикладу підрахуємо абсолютну зоряну величину для однієї з найяскравіших і близьких до нас зірок - а Центавра.

Її видима зоряна величина -0,1, відстань до неї 1,33 пс. Підставляючи ці значення в формулу (1), отримуємо: М \u003d -0,1 + 5 - 5lg1,33 \u003d 4,3.

Т. е. Абсолютна зоряна величина а Центавра близька до абсолютної зоряної величини Сонця, що дорівнює 4,8.

Слід ще враховувати поглинання світла зірки міжзоряним середовищем. Таке поглинання послаблює блиск зірки і збільшує видиму зоряну величину m.

В цьому випадку: m \u003d М - 5 + 5lgr + A (r), Де складовою А (r) враховується міжзоряне поглинання.

світність
Видимі і абсолютні зоряні величини
вікіпедія

Для уявлення світності зірок. Дорівнює світимості Сонця, що становить 3,827 × 10 26 Вт або 3,827 × 10 33 Ерг / с.

Розрахунок константи

Ви можете розрахувати кількість сонячної енергії, що потрапляє на Землю, шляхом порівняння площі сфери з радіусом, рівним відстані Землі від Сонця (центр знаходиться в зірці) і площі перетину, зробленого таким чином, щоб вісь обертання планети належала площині перетину.

• Радіус Землі - 6.378 км.
• Площа перетину Землі: S Земля \u003d π × радіус² \u003d 128.000.000 км
• Середня відстань до Сонця: R Сонце \u003d 150.000.000 км. (1 а.о.)
• Площа сфери: S Сонце \u003d 4 × π × R Сонце ² \u003d 2,82 × 10 17 км².
• Кількість енергії в одиницю часу, що потрапляє на Землю: P Земля \u003d P Сонце × S Земля / S Сонце \u003d 1,77 × 10 17 Вт.
  • Кількість енергії (в одиницю часу) на квадратний метр: P Земля / S Земля \u003d 1 387 Вт / м² (Сонячна постійна)
  • Людство приблизно споживає 12 × 10 12 Вт. Яка площа необхідна для забезпечення енергоспоживання? Кращі сонячні батареї мають ККД близько 33%. Необхідна площа становить 12 × 10 12 / (1387 × 0,33) \u003d 26 × 10 9 м² \u003d 26000 км, або квадрат ~ 160 × 160 км. (Насправді потрібна велика площа, так як сонце не завжди знаходиться в зеніті і, до того ж, деяка частина випромінювання розсіюється хмарами і атмосферою.)

посилання

• I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd (2003). "Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars". The Astrophysical Journal 583 (2): 1024-1039.

Wikimedia Foundation. 2010 року.

Дивитися що таке "Світність Сонця" в інших словниках:

В астрономії повна енергія, яку випромінює джерелом в одиницю часу (в абсолютних одиницях або в одиницях світності Сонця; світність Сонця \u003d 3,86 · 1033 ерг / с). Іноді говорять не про повну С., а про С. в деякому діапазоні довжин хвиль. Напр., У ... ... астрономічний словник

Світність термін, використовуваний для іменування деяких фізичних величин. Зміст 1 Фотометрична світність 2 Cветімость небесного тіла ... Вікіпедія

Світність зірки, сила світла зірки, т. Е. Величина випромінюваного зіркою світового потоку, укладеного в одиничному тілесному куті. Термін «світність зірки» не відповідає терміну «світність» загальною фотометрії. С. зірки може ставитися як до ... Велика Радянська Енциклопедія

У точці поверхні. одна з світлових величин, відношення світлового потоку, що виходить від елемента поверхні, до площі цього елемента. Одиниця С. (СІ) люмен з квадратного метра (лм / м2). Аналогічна величина в системі енергетичних. величин зв. ... ... фізична енциклопедія

Світність, абсолютна яскравість ЗІРКИ кількість енергії, випромінюваної її поверхнею в секунду. Виражається в ватах (джоулях в секунду) або в одиницях виміру яскравості Сонця. Болометрична світність вимірює загальну потужність світла зірки на ... ... Науково-технічний енциклопедичний словник

Світність, 1) в астрономії повне кількість енергії, що випускається космічним об'єктом в одиницю часу. Іноді говорять про світності в деякому діапазоні довжин хвиль, наприклад радіосветімость. Зазвичай вимірюється в ерг / с, Вт або в одиницях ... ... сучасна енциклопедіявікіпедія

Яким же чином стало відомо, скільки енергії випромінює Сонце?

Протягом майже півтора століття астрономи і геофізики витратили багато зусиль для того, щоб визначити сонячну постійну.Так називається загальна кількість енергії сонячного випромінювання всіх довжин хвиль, що падає на площадку в 1 см 2, поставлену перпендикулярно сонячним променям поза земною атмосферою і на середній відстані Землі від Сонця. Визначення сонячної постійної здається досить простим завданням. Але це тільки на перший погляд. Насправді ж дослідник стикається з двома серйозними труднощами.

Перш за все необхідно створити такий приймач випромінювання, який з однаковою чутливістю сприймав би всі кольори видимого світла, а також ультрафіолетові і інфрачервоні промені - одним словом, весь спектр електромагнітних хвиль. Нагадаємо читачеві, що видиме світло, ультрафіолетове і рентгенівське випромінювання, гамма-промені, інфрачервоне випромінювання і радіохвилі в певному сенсі мають однакову природу. Відмінність їх один від одного обумовлено лише частотою коливань електромагнітного поля або довжиною хвилі. У табл. 2 вказані довжини хвиль лямбда різних областей спектра електромагнітного випромінювання, а також частоти v в герцах і енергії квантів hv в електронвольтах).

Як показує табл. 2, видима область, маючи протяжність трохи менше октави, становить досить невелику частину всього спектра електромагнітного випромінювання, що тягнеться від гамма-променів з довжиною хвилі в тисячні частки нанометра до метрових радіохвиль, більш ніж на 46 октав. Сонце випромінює практично у всьому цьому гігантському діапазоні довжин хвиль, і в сонячної постійної повинна враховуватися, як уже сказано, енергія всього спектра. Найбільш придатними для цієї мети є теплові приймачі, наприклад, термоелементи і болометри, в яких вимірюється випромінювання перетворюється в тепло, а показання приладу залежать від кількості цього тепла, т. Е. В кінцевому рахунку - від потужності падаючого випромінювання, але не від його спектрального складу.

Дотепно влаштований компенсаційний піргеліометр Ангстрема, винайдений в 1895 р і отримав (з непринциповими удосконаленнями) широке поширення. Уявіть собі дві поруч стоять однакові пластинки (з манганина). Обидві вони покриті платиновою черню або спеціальним чорним лаком. Одна з них висвітлюється і нагрівається сонячними променями, а інша закрита шторкою. Через затінену платівку пропускається електричний струм такої сили (регулюється реостатом), щоб її температура була дорівнює температурі освітленій пластинки. Потужність струму, необхідна для компенсаціїсонячного нагріву (звідси і назва приладу - компенсаційний піргеліометр) є мірою потужності падаючого випромінювання.

Гідність піргеліометра Ангстрема в його простоті, надійності і хорошою відтворюваності показань. Саме тому він вже більше 85 років застосовується в різних країнах. Проте вимірювання з ним потребують внесення деяких невеликих, але трудноопределяемих поправок. Перш за все ніяке чорніння (в тому числі сажею, платиновою черню і т. Д.) Не забезпечує повного поглинання падаючих променів. Якась частка їх (близько 1,5-2%) відбивається, причому ця частка може змінюватися з довжиною хвилі. У зв'язку з цим в останні два десятиліття розроблені порожнинні прилади. Схема одного з них (піргеліометр ПАКРАД-3, що серійно випускається фірмою «Лабораторія Епплі», США), наведена на рис. 1.

У верхній приймальний порожнину l, утворену циліндром 2, конусом 3 з подвійними стінками і усіченим конусом 4, сонячні промені потрапляють через прецизионную діафрагму 5. термобатарея 6 дозволяє визначити підвищення температури у верхній конструкції в порівнянні з аналогічними точками нижньої, влаштованої в точності так само, як і верхня (тільки конус в ній розгорнуто на 180 ° для компактності). Потужність поглинається випромінювання дорівнює потужності струму, який необхідно пропустити по обмотці 7, щоб при закритій діафрагмі 5 викликати рівне підвищення температури.

Оскільки сонячні промені можуть вийти з порожнини 1 тільки після декількох відображень, порожнину, зачорнена зсередини таким же лаком, що і пластинки піргеліометра Ангстрема, володіє великим коефіцієнтом поглинання. Він становить 0,997-0,998, а в окремих випадках доходить до 0,9995. У цьому перевага порожнинних приладів, які отримують широке поширення.

Друга складність визначення сонячної постійної породжується земною атмосферою. Остання послаблює будь-яке випромінювання, причому ослаблення сильно залежить від довжини хвилі. Сині і фіолетові промені послаблюються значно більше, ніж червоні, і ще сильніше послаблюються ультрафіолетові. Випромінювання з довжиною хвилі менше 300 нм взагалі повністю затримується земною атмосферою, як і більша частина інфрачервоних променів. До того ж оптичні властивості атмосфери вкрай непостійні навіть при ясній безхмарним погоді.

Через те що промені різних довжин хвиль послаблюються атмосферою по-різному, коефіцієнт прозорості не можна знайти, проводячи спостереження в «білому світі» на приладах типу піргеліометра, які реєструють неразложенном в спектр випромінювання всіх довжин хвиль. Абсолютно необхідний спектрометрический прилад. Спостереження на ньому дозволять визначити значення коефіцієнта прозорості атмосфери окремо для ряду довжин хвиль. Тільки після цього можна обчислити по ним поправку за атмосферу до показань піргеліометра.

Все це дуже ускладнює визначення сонячної постійної з поверхні Землі. Тож не дивно, що спостереження, зроблені, наприклад, в минулому столітті, мали низьку точність, і у різних авторів виходили значення, що розрізняються в 2 рази і більше.

Методично найкращими серед наземних визначень по праву вважаються роботи, розпочаті в 1900 р і тривали протягом кількох десятиліть під керівництвом Ч. Аббота. Вони показували результати, що мали розкид 2-3% близько середнього значення. Сам Аббот інтерпретував цей розкид як реальні зміни сонячного випромінювання. Однак згодом більш рафінований аналіз цих же самих спостережень показав, що розкид породжений помилками, пов'язаними насамперед з недостатнім урахуванням нестабільності земної атмосфери.

Тим часом для метеорології і ряду інших наук про Землю, а також для астрофізики (зокрема, фізики планет) необхідні як більш точне знання цієї величини, так і вирішення питання про те, чи є сонячна постійна дійсно постійної, т. Е. Відбуваються і в яких межах можливі коливання сонячного випромінювання.

Найбільш кардинальне вирішення проблеми дає використання штучних супутників Землі. Супутники, призначені якраз для вимірювання сонячної постійної, регулярно «працюють» останні 10-12 років. Винос приладів за межі атмосфери (звичайно, поряд з удосконаленням самих приладів) дозволяє визначати потоки сонячного випромінювання з небаченою раніше точністю - абсолютне значення до 0,3%, а можливі коливання до 0,001% від середнього значення. Проте, не дивлячись на досягнуту точність, проблема коливань сонячної постійної до кінця не вирішена. Встановлено лише, що їх амплітуда (якщо вони існують) не більше 0,1-0,2%. Не вдаючись далі в дискусію про стабільність сонячного випромінювання, відзначимо, що з точністю до 1% сонячна постійна становить 137 мВт / см 2, або 1,96 кал (см2 хв) -1.

Знаючи величину сонячної постійної, ми можемо отримати цікаві дані. Розглянемо деякий ділянка земної поверхні і приймемо, що кут падіння сонячних променів на нього дорівнює 60 ° (висота Сонця над горизонтом 30 °). В цьому випадку, досить типовому для умов середніх широт, до поверхні Землі дійде приблизно 65% від повного потоку випромінювання Сонця, решта буде затримано атмосферою. Освітленість земної поверхні потрібно ще зменшити вдвічі через похилого падіння променів. Легко підрахувати, що за цих умов на ділянку розміром 5 × 10 км (що дорівнює площі середнього міста) від Сонця надходить потужність в 22 млн. КВт, т. Е. Більше, ніж буде давати весь комплекс 5 електростанцій, що будуються в Екібастузі. Далі, знаючи радіус земної кулі, рівний 6,371 10 8 см, легко знайти площу «поперечного перерізу» Землі (1,275 10 18 см 2) і підрахувати, що потужність сонячного випромінювання, що падає на всю освітлену Сонцем половину земної поверхні, становить величезну величину - близько 1,7 10 14 кВт. Щоб уявити її більш наочно, досить сказати, що сонячної енергії, що падає на денну півсферу Землі, досить, щоб за 1 з розтопити брилу льоду об'ємом 0,56 км 3 (довжиною і шириною 1 км і висотою 560 м) або за 4 год нагріти від 0 до 100 ° С і слідом за тим випарувати стільки води, скільки її є в Ладозькому озері (908 км 3). Нарешті, за 26 діб Сонце посилає на Землю енергії більше, ніж її містяться у всіх розвіданих і прогнозованих запасах вугілля, нафти і газу та інших видів викопного палива. Ці запаси оцінюються в 13 10 12 т так званого умовного палива (т. Е. Палива з теплотворною здатність 7000 кал / г, або 29,3 10 6 Дж / кг).

Енергетика всіх явищ погоди, всіх природних процесів, що відбуваються в земних атмосфері і гідросфері, таких, як вітер, випаровування океанів, перенесення вологи хмарами, опади, струмки і ріки і океанічні течії, рух льодовиків - все це в основному перетворена енергія сонячного випромінювання, що впав на землю. Розвиток біосфери визначається теплом і світлом, тому деякі види палив, а також вся наша їжа, за образним висловом К. А. Тімірязєва, «є консерв сонячних променів».

Наведемо ще одну цифру. Середня відстань Землі від Сонця (або велика піввісь земної орбіти) становить 149,6 10 6 км. Звідси повна світність Сонця дорівнює 3,82 10 23 кВт, або 3,82 10 33 ерг / с; ця величина майже на 17 порядків перевершує потужність найбільших технічних енергоустановок, таких, як наші найбільші гідро- і теплові електростанції.