Радиация от слънцето. Какво е слънчева радиация? Видове радиация и нейното въздействие върху тялото

Слънчева радиациянаречен поток от лъчиста енергия от слънцето, отиващ към повърхността на земното кълбо. Лъчистата енергия от слънцето е основният източник на други видове енергия. Погълнат от повърхността на земята и водата, той се превръща в топлинна енергия, а в зелените растения - в химична енергия органични съединения. Слънчевата радиация е най-важният климатичен фактор и основната причина за промените във времето, тъй като различни явления, възникващи в атмосферата, са свързани с топлинната енергия, получена от слънцето.

Слънчевата радиация или лъчистата енергия по своята природа е поток електромагнитни вибрации, разпространяваща се по права линия със скорост 300 000 км/сек с дължина на вълната от 280 nm до 30 000 nm. Лъчистата енергия се излъчва под формата на отделни частици, наречени кванти или фотони. За измерване на дължината на вълната на светлината се използват нанометри (nm) или микрони, милимикрони (0,001 микрона) и анстроми (0,1 милимикрона). Има инфрачервени невидими топлинни лъчи с дължина на вълната от 760 до 2300 nm; видими светлинни лъчи (червено, оранжево, жълто, зелено, циан, индиго и виолетово) с дължини на вълните от 400 (виолетово) до 759 nm (червено); ултравиолетови или химически невидими лъчи с дължина на вълната от 280 до 390 nm. Лъчи с дължина на вълната под 280 милимикрона не достигат земната повърхност поради поглъщането им от озона във високите слоеве на атмосферата.

В границите на атмосферата спектралният състав на слънчевите лъчи в проценти е както следва: инфрачервени лъчи 43%, светлинни лъчи 52% и ултравиолетови лъчи 5%. На земната повърхност, при надморска височина на слънцето 40°, слънчевата радиация има (според N.P. Kalitin) следния състав: инфрачервени лъчи 59%, светлинни лъчи 40% и ултравиолетови лъчи 1% от общата енергия. Напрежението на слънчевата радиация се увеличава с надморска височина над морското равнище, а също и когато слънчевите лъчи падат вертикално, тъй като лъчите трябва да преминат през по-малко атмосфера. В други случаи повърхността ще получава по-малко слънчева светлина, колкото по-ниско е слънцето или в зависимост от ъгъла на падане на лъчите. Напрежението на слънчевата радиация намалява поради облачност, замърсяване атмосферен въздухпрах, дим и др.

Освен това, на първо място, възниква загуба (поглъщане) на късовълнови лъчи, а след това на топлина и светлина. Лъчистата енергия на слънцето е източник на живот на земята за растителни и животински организми и най-важният фактор в заобикалящата въздушна среда. Той има различни ефекти върху тялото, които при оптимална дозировка могат да бъдат много положителни, а при прекомерна (предозиране) могат да бъдат отрицателни. Всички лъчи имат както топлинно, така и химично въздействие. Освен това, за лъчи с дълги дължини на вълната, топлинен ефект, а с по-къса дължина - химически.

Биологичният ефект на лъчите върху тялото на животното зависи от дължината на вълната и тяхната амплитуда: колкото по-къси са вълните, толкова по-чести са техните трептения, толкова по-голяма е квантовата енергия и толкова по-силна е реакцията на тялото към такова облъчване. къси вълни, ултравиолетови лъчикогато са изложени на тъкан, те предизвикват явлението фотоелектричен ефект с появата на откъснати електрони и положителни йони в атомите. Дълбочината на проникване на различните лъчи в тялото не е еднаква: инфрачервените и червените лъчи проникват на няколко сантиметра, видимите (светлинни) лъчи проникват на няколко милиметра, а ултравиолетовите лъчи проникват само на 0,7-0,9 mm; лъчи, по-къси от 300 милимикрона, проникват в животинската тъкан на дълбочина от 2 милимикрона. При такава незначителна дълбочина на проникване на лъчите, последните оказват разнообразно и значително въздействие върху целия организъм.

Слънчева радиация- много биологично активен и постоянно действащ фактор, който има голямо значение за формирането на редица функции на тялото. Например, чрез окото видимите светлинни лъчи влияят на целия организъм на животните, предизвиквайки безусловни и условни рефлекторни реакции. Инфрачервените топлинни лъчи оказват влияние върху тялото както директно, така и чрез предмети около животното. Телата на животните непрекъснато поглъщат и излъчват инфрачервени лъчи (радиационен обмен), като този процес може да варира значително в зависимост от температурата на кожата на животното и околните предмети. Ултравиолетовите химични лъчи, чиито кванти имат значително по-висока енергия от квантите на видимите и инфрачервените лъчи, се отличават с най-голяма биологична активност и действат върху тялото на животните чрез хуморални и нервно-рефлексни пътища. UV лъчите въздействат предимно върху екстерорецепторите на кожата, а след това въздействат рефлекторно вътрешни органи, особено върху ендокринните жлези.

Дългосрочното излагане на оптимални дози лъчиста енергия води до адаптиране на кожата и по-малка реактивност. Под въздействието на слънчевата светлина растежът на косата, потта и мастни жлези, роговият слой се удебелява и епидермисът се удебелява, което води до повишаване на кожната устойчивост на тялото. В кожата се образуват биологично активни вещества (хистамин и хистаминоподобни вещества), които навлизат в кръвта. Същите тези лъчи ускоряват регенерацията на клетките при заздравяването на рани и язви по кожата. Под въздействието на лъчиста енергия, особено ултравиолетовите лъчи, в базалния слой на кожата се образува пигментът меланин, който намалява чувствителността на кожата към ултравиолетовите лъчи. Пигментът (тен) е като биологичен екран, който улеснява отразяването и разсейването на лъчите.

Положителният ефект на слънчевата светлина се отразява на кръвта. Систематичната умерена експозиция на тях значително подобрява хемопоезата с едновременно увеличаване на броя на еритроцитите и съдържанието на хемоглобин в периферната кръв. При животни след кръвозагуба или претърпели сериозни заболявания, особено инфекциозни, умереното излагане на слънчева светлина стимулира регенерацията на кръвта и повишава нейната коагулация. Умереното излагане на слънчева светлина увеличава газообмена при животните. Дълбочината на дишане се увеличава и честотата на дишане намалява, количеството въведен кислород се увеличава, отделят се повече въглероден диоксид и водни пари, поради което се подобрява снабдяването на тъканите с кислород и се увеличават окислителните процеси.

Увеличаването на протеиновия метаболизъм се изразява в повишено отлагане на азот в тъканите, което води до по-бърз растеж при млади животни. Прекомерното излагане на слънце може да причини отрицателен протеинов баланс, особено при животни, страдащи от остър инфекциозни заболявания, както и други заболявания, придружени от повишена телесна температура. Облъчването води до повишено отлагане на захар в черния дроб и мускулите под формата на гликоген. В кръвта рязко намалява количеството на недостатъчно окислените продукти (ацетонови тела, млечна киселина и др.), Увеличава се образуването на ацетилхолин и се нормализира обмяната на веществата, което е особено важно за високопродуктивните животни.

При изтощени животни интензивността на метаболизма на мазнините се забавя и отлагането на мазнини се увеличава. Интензивното осветление при затлъстелите животни, напротив, увеличава метаболизма на мазнините и предизвиква повишено изгаряне на мазнини. Поради това е препоръчително да се извършва полумаслено и тлъсто угояване на животни при условия на по-малко слънчева радиация.

Под въздействието на ултравиолетовите лъчи на слънчевата радиация, ергостеролът, открит в хранителните растения и дехидрохолестерола в кожата на животните, се превръщат в активни витамини D 2 и D 3, които подобряват фосфорно-калциевия метаболизъм; отрицателният баланс на калций и фосфор става положителен, което допринася за отлагането на тези соли в костите. Слънчевата светлина и изкуственото облъчване с ултравиолетови лъчи са едни от ефективните съвременни методипрофилактика и лечение на рахит и други заболявания на животните, свързани с нарушения на метаболизма на калций и фосфор.

Слънчевата радиация, особено светлината и ултравиолетовите лъчи, е основният фактор, причиняващ сезонна сексуална периодичност при животните, тъй като светлината стимулира гонадотропната функция на хипофизната жлеза и други органи. През пролетта, в периода на нарастваща интензивност на слънчевата радиация и излагане на светлина, секрецията на половите жлези, като правило, се увеличава при повечето животински видове. Увеличаване на сексуалната активност при камили, овце и кози се наблюдава при скъсяване на светлата част на деня. Ако овцете се държат в затъмнени помещения през април-юни, тогава те ще влязат в еструс не през есента (както обикновено), а през май. Липсата на светлина при растящи животни (в периода на растеж и пубертет), според К. В. Свечин, води до дълбоки, често необратими качествени промени в половите жлези, а при възрастни животни намалява сексуалната активност и плодовитостта или причинява временно безплодие.

Видимата светлина или степента на осветеност има значително влияние върху развитието на яйцата, еструса, продължителността на размножителния период и бременността. В северното полукълбо размножителният период обикновено е кратък, а в южното е най-дълъг. Под въздействието на изкуствено осветление при животните продължителността на бременността им намалява от няколко дни до две седмици. Въздействието на лъчите на видимата светлина върху половите жлези може да намери широко приложение в практиката. Експериментите, проведени в лабораторията по зоохигиена ВИЕВ, доказаха, че осветеността на помещенията при геометричен коефициент 1: 10 (по КЕО 1,2-2%) в сравнение с осветеността 1: 15-1: 20 и по-ниска (съгласно към КЕО, 0,2 -0,5%) има положителен ефект върху клинико-физиологичното състояние на бременни свине майки и прасенца до 4-месечна възраст, осигурявайки производството на силно и жизнеспособно поколение. Наддаването на тегло на прасенцата се увеличава с 6%, а безопасността им с 10-23,9%.

Слънчевите лъчи, особено ултравиолетовите, виолетовите и сините, убиват или отслабват жизнеспособността на много патогенни микроорганизми и забавят размножаването им. По този начин слънчевата радиация е мощен естествен дезинфектант външна среда. Под въздействието на слънчевите лъчи общият тонус на организма и устойчивостта му към инфекциозни заболявания, а също така се повишават специфичните имунни реакции (П. Д. Комаров, А. П. Онегов и др.). Доказано е, че умереното облъчване на животните по време на ваксинацията спомага за повишаване на титъра и други имунни тела, растежа на фагоцитния индекс и, обратно, интензивното облъчване намалява имунните свойства на кръвта.

От всичко казано следва, че липсата на слънчева радиация трябва да се разглежда като много неблагоприятно външно състояние за животните, при което те са лишени от най-важния активатор на физиологичните процеси. Като се има предвид това, животните трябва да се поставят в достатъчно светли помещения, да се правят упражнения редовно и да се държат на пасище през лятото.

Нормализирането на естественото осветление в помещенията се извършва с помощта на геометрични или светлинни методи. В практиката на изграждане на сгради за добитък и птици се използва главно геометричният метод, според който нормите на естественото осветление се определят от съотношението на площта на прозорците (стъкло без рамки) към площта на пода. Въпреки това, въпреки простотата на геометричния метод, стандартите за осветеност не се установяват точно с него, тъй като в този случай светлинно-климатичните характеристики на различни географски зони. За да определите по-точно осветеността в стаите, използвайте метода на осветление или определянето фактор дневна светлина(KEO). Коефициентът на естествена светлина е съотношението на осветеността на помещението (измерена точка) към външното осветление в хоризонталната равнина. KEO се извлича по формулата:

K = E:E n ⋅100%

Където K е коефициентът на естествена светлина; E - вътрешно осветление (в лукс); E n - външно осветление (в лукс).

Трябва да се има предвид, че прекомерната употреба на слънчева радиация, особено в дни с висока инсолация, може да причини значителни увреждания на животните, по-специално да причини изгаряния, очни заболявания, слънчев удар и др. Чувствителността към ефектите на слънчевата светлина се увеличава значително от въвеждането на така наречените сенсибилизатори (хематопорфирин, жлъчни пигменти, хлорофил, еозин, метиленово синьо и др.). Смята се, че тези вещества акумулират късовълнови лъчи и ги превръщат в дълговълнови с абсорбиране на част от енергията, освободена от тъканите, в резултат на което се повишава реактивността на тъканите.

Слънчево изгаряне при животните най-често се наблюдава на участъци от тялото с деликатна, рядко покрита с косми, непигментирана кожа в резултат на излагане на топлина (слънчева еритема) и ултравиолетови лъчи (фотохимично възпаление на кожата). При конете слънчево изгаряне се забелязва върху непигментирани области на скалпа, устните, ноздрите, шията, слабините и крайниците, както и в големи говедавърху кожата на зърната на вимето и перинеума. IN южните райониПри белите прасета е възможно слънчево изгаряне.

Силната слънчева светлина може да раздразни ретината, роговицата и хороидите на окото и да увреди лещата. При продължително и интензивно облъчване се появява кератит, помътняване на лещата и нарушена зрителна акомодация. Нарушения в настаняването се наблюдават по-често при конете, ако се отглеждат в конюшни с ниски прозорци, обърнати на юг, срещу които са вързани конете.

Слънчевият удар възниква в резултат на силно и продължително прегряване на мозъка, предимно от топлинни инфрачервени лъчи. Последните проникват през скалпа и черепа, достигат до мозъка и предизвикват хиперемия и повишаване на температурата му. В резултат на това животното първо изглежда депресирано, а след това възбудено, дихателните и вазомоторните центрове са нарушени. Отбелязват се слабост, некоординирани движения, задух, ускорен пулс, хиперемия и цианоза на лигавиците, треперене и конвулсии. Животното не може да стои на краката си и пада на земята; тежките случаи често завършват със смъртта на животното поради симптоми на парализа на сърцето или дихателния център. Слънчевият удар е особено тежък, ако е съчетан с топлинен удар.

За да предпазите животните от пряка слънчева светлина, е необходимо да ги държите на сянка през най-горещите часове на деня. За предотвратяване на слънчев удар, особено при работни коне, им се дават бели платнени протектори за челото.

Когато говорим за въздействието на слънцето върху човешкия организъм, не може да се определи с точност дали то е вредно или полезно. Слънчевите лъчи са като килокалориите от храната. Недостигът им води до изтощение, а в излишък причиняват затлъстяване. Така е и в тази ситуация. В умерени количества слънчевата радиация има благоприятен ефект върху тялото, докато излишната ултравиолетова радиация провокира изгаряния и развитието на редица заболявания. Нека да разгледаме по-отблизо.

Слънчева радиация: общи ефекти върху тялото

Слънчевата радиация е комбинация от ултравиолетови и инфрачервени вълни. Всеки от тези компоненти има свой собствен ефект върху тялото.

Ефект на инфрачервеното лъчение:

1. Основната характеристика на инфрачервените лъчи е топлинният ефект, който създават. Загряването на тялото помага за разширяване на кръвоносните съдове и нормализиране на кръвообращението.
2. Загряването има релаксиращ ефект върху мускулите, осигурявайки лек противовъзпалителен и аналгетичен ефект.
3. Под въздействието на топлината метаболизмът се увеличава и процесите на усвояване на биологично активните компоненти се нормализират.
4. Инфрачервеното лъчение от слънцето стимулира функционирането на мозъка и зрителния апарат.
5. Благодарение на слънчевата радиация се синхронизират биологичните ритми на тялото, задействат се режимите на сън и бодърстване.
6. Лечението със слънчева топлина подобрява състоянието на кожата, премахвайки акнето.
7. Топлата светлина повдига настроението и подобрява емоционалния фон на човека.
8. И според последните проучвания подобрява качеството на спермата при мъжете.

Въпреки всички дебати за отрицателните ефекти на ултравиолетовото лъчение върху тялото, липсата му може да доведе до сериозни здравословни проблеми. Това е един от жизненоважните фактори за съществуване. И в условията на ултравиолетов дефицит в тялото започват да се случват следните промени:

1. На първо място, имунната система отслабва. Това се дължи на нарушение на усвояването на витамини и минерали, неуспех на метаболизма на клетъчно ниво.
2. Съществува тенденция към развитие на нови или влошаване на хронични заболявания, най-често съпроводени с усложнения.
3. Има летаргия, синдром на хронична умора и нивото на производителност намалява.
4. Липсата на ултравиолетова радиация за деца пречи на производството на витамин D и провокира намаляване на темповете на растеж.

Трябва обаче да разберете, че прекомерната слънчева активност няма да е от полза за тялото!

Противопоказания за слънчеви бани

Въпреки всички ползи от слънчевата светлина за тялото, не всеки може да си позволи да се наслади на топлите лъчи. Противопоказанията включват:

• остри възпалителни процеси;
• тумори, независимо от местоположението им;
• прогресираща туберкулоза;
• ангина пекторис, исхемична болест;
• ендокринни патологии;
• увреждане на нервната система;
• дисфункция на щитовидната жлеза и надбъбречните жлези;
• диабет;
• мастопатия;
• миома на матката;
• бременност;
• период на възстановяване след операция.

Във всички случаи активното облъчване ще влоши хода на заболяването, провокирайки развитието на нови усложнения.

Възрастните хора и кърмачетата не трябва да се увличат от слънцето. За тези категории от населението е показано лечение със слънчева светлина на сянка. Необходима дозаТам ще има достатъчно безопасна топлина.

Истории от наши читатели

Владимир
61 години

Почиствам съдовете си редовно всяка година. Започнах да правя това, когато станах на 30, защото налягането беше твърде ниско. Лекарите само вдигнаха рамене. Трябваше сам да се погрижа за здравето си. Пробвах различни методи, но един ми помага особено добре...
Прочетете повече >>>

Отрицателни ефекти на слънцето

Времето на излагане на инфрачервени и ултравиолетови вълни трябва да бъде строго ограничено. Прекомерно количество слънчева радиация:

• може да провокира влошаване на общото състояние на тялото (т.нар. топлинен удар поради прегряване);
• влияе негативно на кожата, причинявайки трайни промени;
• влошава зрението;
• провокира хормонален дисбаланс в организма;
• може да провокира развитието на алергични реакции.

Така лежането на плажа с часове в периоди на максимална слънчева активност причинява огромни щети на тялото.

За да получите необходимата порция светлина, е достатъчна двадесет минути разходка в слънчев ден.

Ефектът на слънцето върху кожата

Прекомерното количество слънчева радиация води до сериозни кожни проблеми. В краткосрочен план рискувате да получите изгаряне или дерматит. Това е най-малкият проблем, който може да срещнете, когато правите тен в горещ ден. Ако подобна ситуацияповтаря със завидна редовност, слънчевата радиация ще стане тласък за образуването на злокачествени образувания по кожата, меланоми.

Освен това излагането на ултравиолетова радиация изсушава кожата, правейки я по-тънка и по-чувствителна. А постоянното излагане на директни лъчи ускорява процеса на стареене, причинявайки появата на ранни бръчки.

За да се предпазите от негативните ефекти на слънчевата радиация, достатъчно е да следвате прости мерки за безопасност:

1. IN лятно времеНе забравяйте да използвате слънцезащитни продукти всяка година? Слагам го на всичко открити площитяло, включително лице, ръце, крака и деколте. Иконата SPF на опаковката е същата ултравиолетова защита. И степента му ще зависи от числото, посочено до съкращението. Когато отивате в магазина, е подходяща козметика със SPF ниво 15 или SPF 20. Ако планирате да прекарате време на плажа, използвайте специални продукти с по-високи нива. За детската кожа е подходящ крем с максимална защита SPF 50.
2. Ако трябва да прекарате дълго време на открито с максимален интензитет на слънчева радиация, носете дрехи от леки материи с дълъг ръкав. Не забравяйте да носите шапка с широка периферия, за да скриете нежната си кожа на лицето.
3. Контролирайте продължителността на слънчевите бани. Препоръчителното време е 15-20 минути. Ако стоите навън за по-дълго време, опитайте се да се скриете от пряката слънчева светлина в сянката на дърветата.

И не забравяйте, че през лятото слънчевата радиация влияе на кожата по всяко време на деня, с изключение на нощните часове. Може да не усетите забележима топлина от инфрачервените вълни, но ултравиолетовата светлина го прави. високо нивоактивност, както сутрин, така и следобед.

Отрицателни ефекти върху зрението

Влиянието на слънчевата светлина върху зрителния апарат е огромно. В крайна сметка благодарение на светлинните лъчи получаваме информация за света около нас. Изкуственото осветление до известна степен може да се превърне в алтернатива на естествената светлина, но четенето и писането с лампа увеличава напрежението на очите.

Говорейки за отрицателно въздействиевърху хората и зрението на слънчева светлина, което предполага увреждане на очите от продължително излагане на слънце без слънчеви очила.

Някои от неприятните усещания, които може да срещнете, включват режеща болка в очите, тяхното зачервяване и фотофобия. Най-сериозното увреждане е изгаряне на ретината.. Възможна е и суха кожа на клепачите и образуване на фини бръчки.

1. Носете слънчеви очила. Когато купувате, първо обърнете внимание на степента на защита. Модните модели често леко засенчват светлината, но не предотвратяват проникването на ултравиолетова радиация. Затова се препоръчва да оставите настрана светлите рамки и да изберете висококачествени лещи.
2. Уверете се, че директните лъчи не попадат в лицето ви. Стойте на сянка и носете шапка, шапка или друга прическа с козирка.
3. Не гледай слънцето. Ако не изпитвате дискомфорт, това не означава, че тази идея е безопасна. Дори зимно слънцедостатъчно активност, за да се осигурят проблеми със зрението.

Има ли безопасно време от годината?

Използването на слънчева радиация като лечебна процедура е обичайна практика. Както ултравиолетовото, така и топлината се считат за силни дразнители. А злоупотребата с тези предимства може да причини сериозни проблеми.

Дъбене е производството на меланин. По-точно, това е защитна реакция на кожата към дразнител.

Опасна ли е слънчевата радиация по всяко време на годината? Трудно е да се даде категоричен отговор на този въпрос. Всичко ще зависи не толкова от времето на годината, колкото от географското местоположение. Така в средните географски ширини активността на слънчевата радиация се увеличава с 25-35% през лятото. Следователно препоръките относно стоенето навън в ясен ден се отнасят само за горещо време. През зимата жителите на тези региони не са застрашени от ултравиолетова радиация.

Но жителите на екватора са изправени пред пряка слънчева светлина през цялата година. Следователно вероятността отрицателно въздействиеприсъства по тялото както през лятото, така и през зимата. Жителите на северните ширини са по-щастливи в това отношение. Наистина, с отдалечаване от екватора ъгълът на падане на слънчевите лъчи върху земята се променя, а с това и радиационната активност. Дължината на топлинната вълна се увеличава, като в същото време количеството топлина (загубите на енергия) намалява. Следователно е зима през цялата година, тъй като повърхността на земята няма достатъчно топлина, за да я затопли.

Слънчевата радиация е приятел на нашето тяло. Но не бива да злоупотребявате с това приятелство. В противен случай последствията могат да бъдат много сериозни. Просто се насладете на топлината, без да забравяте за мерките за безопасност.

Ярката звезда ни изгаря с горещи лъчи и ни кара да се замислим за значението на радиацията в живота ни, нейните ползи и вреди. Какво е слънчева радиация? Един училищен урок по физика предлага първо да се запознаем с концепцията за електромагнитното излъчване като цяло. Този термин обозначава друга форма на материята – различна от субстанцията. Това включва както видимата светлина, така и спектъра, който не се възприема от окото. Тоест рентгенови лъчи, гама лъчи, ултравиолетови и инфрачервени лъчи.

Електромагнитни вълни

При наличие на източник-излъчвател на радиация, неговите електромагнитни вълни се разпространяват във всички посоки със скоростта на светлината. Тези вълни, както всички други, имат определени характеристики. Те включват честотата на вибрациите и дължината на вълната. Всяко тяло, чиято температура се различава от абсолютната нула, има свойството да излъчва радиация.

Слънцето е основният и най-мощен източник на радиация в близост до нашата планета. От своя страна самата Земя (нейната атмосфера и повърхност) излъчва радиация, но в различен диапазон. Наблюдението на температурните условия на планетата за дълги периоди от време доведе до хипотезата за баланс в количеството топлина, получена от Слънцето и изхвърлена в открития космос.

Слънчева радиация: спектрален състав

Абсолютното мнозинство (около 99%) слънчева енергияв спектъра се намира в диапазона на дължината на вълната от 0,1 до 4 микрона. Останалият 1% са лъчи с по-голяма и по-малка дължина, включително радиовълни и рентгенови лъчи. Около половината от лъчистата енергия на слънцето пада върху спектъра, който възприемаме с очите си, приблизително 44% - върху инфрачервено лъчение, 9% - за ултравиолетови. Как да разберем как се разделя слънчевата радиация? Изчисляването на разпределението му е възможно благодарение на изследвания от космически спътници.

Има вещества, които могат да влязат в специално състояние и да излъчват допълнително лъчение с различен диапазон на дължината на вълната. Например, има блясък, когато ниски температуриах, не е типично за излъчването на светлина от това вещество. Този тип излъчване, наречено луминесцентно, не реагира на обичайните принципи на топлинното излъчване.

Явлението луминесценция възниква, след като веществото погълне определено количество енергия и премине в друго състояние (така нареченото възбудено състояние), което е с по-висока енергия, отколкото при собствената температура на веществото. Луминесценцията се появява при обратния преход - от възбудено състояние към познато състояние. В природата можем да го наблюдаваме под формата на сияния на нощното небе и полярно сияние.

Нашето светило

Енергията на слънчевите лъчи е почти единственият източник на топлина за нашата планета. Неговото собствено излъчване, идващо от дълбините му към повърхността, има интензитет, който е приблизително 5 хиляди пъти по-малък. В същото време видимата светлина - един от най-важните фактори за живота на планетата - е само част от слънчевата радиация.

Енергията на слънчевите лъчи се превръща в топлина, по-малка част - в атмосферата, а по-голяма - на повърхността на Земята. Там се изразходва за нагряване на вода и почва (горни слоеве), които след това отдават топлина на въздуха. Нагрявайки се, атмосферата и земната повърхност от своя страна излъчват инфрачервени лъчи в космоса, като същевременно се охлаждат.

Слънчева радиация: определение

Радиацията, която идва на повърхността на нашата планета директно от слънчевия диск, обикновено се нарича пряка слънчева радиация. Слънцето го разпръсква във всички посоки. Като се има предвид огромното разстояние от Земята до Слънцето, пряката слънчева радиация във всяка точка на земната повърхност може да бъде представена като лъч успоредни лъчи, чийто източник е практически безкрайността. Така зоната, разположена перпендикулярно на слънчевите лъчи, получава най-голямо количество.

Плътността на радиационния поток (или радиацията) е мярка за количеството радиация, падащо върху определена повърхност. Това е количеството лъчиста енергия, падаща за единица време на единица площ. Тази величина се измерва - излъчване - във W/m2. Нашата Земя, както всички знаят, се върти около Слънцето по елипсоидална орбита. Слънцето се намира в един от фокусите на тази елипса. Следователно всяка година в определен момент (в началото на януари) Земята заема най-близка до Слънцето позиция, а в друг (в началото на юли) – най-отдалечена от него. В този случай количеството енергия на осветяване се променя обратно пропорционално на квадрата на разстоянието до осветителното тяло.

Къде отива слънчевата радиация, която достига до Земята? Видовете му се определят от много фактори. В зависимост от географската ширина, влажност, облачност, част от него се разпръсква в атмосферата, част се абсорбира, но по-голямата част все пак достига до повърхността на планетата. В този случай малко количество се отразява, а основното количество се абсорбира от земната повърхност, под въздействието на което се нагрява. Разсеяната слънчева радиация също частично попада върху земната повърхност, частично се поглъща от нея и частично се отразява. Останалата част отива в открития космос.

Как става разпределението?

Еднородна ли е слънчевата радиация? Неговите типове след всички „загуби“ в атмосферата могат да се различават по своя спектрален състав. В края на краищата лъчите с различна дължина се разпръскват и поглъщат по различни начини. Средно атмосферата поглъща около 23% от първоначалното си количество. Приблизително 26% от общия поток се превръща в разсеяна радиация, 2/3 от която след това удря Земята. По същество това е друг вид излъчване, различно от първоначалното. Разсеяната радиация се изпраща към Земята не от диска на Слънцето, а от небесния свод. Има различен спектрален състав.

Поглъща радиация предимно от озона - видимия спектър, и ултравиолетовите лъчи. Инфрачервеното лъчение се абсорбира въглероден двуокис(въглероден диоксид), който между другото е много малко в атмосферата.

Разсейването на радиацията, което го отслабва, възниква за всяка дължина на вълната в спектъра. В процеса неговите частици попадат под електромагнитно влияние, преразпределят енергията на падащата вълна във всички посоки. Тоест, частиците служат като точкови източници на енергия.

Дневна светлина

Поради разсейването, светлината, идваща от слънцето, променя цвета си, когато преминава през слоеве атмосфера. Практическо значениеразсейване - при създаване на дневна светлина. Ако Земята беше лишена от атмосфера, осветление щеше да съществува само на места, където преки или отразени слънчеви лъчи попадат на повърхността. Тоест атмосферата е източникът на светлина през деня. Благодарение на него той е лек както на места, недостъпни за преки лъчи, така и когато слънцето е скрито зад облаците. Именно разсейването придава цвят на въздуха – ние виждаме небето синьо.

От какво друго зависи слънчевата радиация? Факторът на мътност не трябва да се отхвърля. В крайна сметка радиацията се отслабва по два начина - от самата атмосфера и водни пари, както и различни примеси. Нивото на прах се увеличава през лятото (както и съдържанието на водни пари в атмосферата).

Общо облъчване

Отнася се за общото количество радиация, падаща върху земната повърхност, както пряка, така и дифузна. Общата слънчева радиация намалява при облачно време.

Поради тази причина през лятото общата радиация е средно по-висока преди обяд, отколкото след него. И през първото полугодие - повече, отколкото през второто.

Какво се случва с общата радиация на земната повърхност? Когато попадне там, основно се абсорбира от горния слой на почвата или водата и се превръща в топлина, а част от нея се отразява. Степента на отражение зависи от естеството на земната повърхност. Показател, изразяващ процента на отразената слънчева радиация към общото количество, падащо на повърхността, се нарича повърхностно албедо.

Концепцията за собствено излъчване на земната повърхност се отнася до дълговълнова радиация, излъчвана от растителността, снежната покривка, горните слоеве на водата и почвата. Радиационният баланс на повърхността е разликата между абсорбираното и излъченото количество.

Ефективно излъчване

Доказано е, че насрещното лъчение почти винаги е по-малко от земното. Поради това земната повърхност търпи топлинни загуби. Разликата между стойностите на собствената радиация на повърхността и атмосферната радиация се нарича ефективна радиация. Това всъщност е чиста загуба на енергия и в резултат на това топлина през нощта.

Съществува и през деня. Но през деня той е частично компенсиран или дори покрит от погълнатата радиация. Следователно земната повърхност е по-топла през деня, отколкото през нощта.

За географското разпределение на радиацията

Слънчевата радиация на Земята се разпределя неравномерно през годината. Неговото разпределение има зонален характер и изолиниите (свързващи точки с равни стойности) на радиационния поток изобщо не са идентични с широчинните кръгове. Това несъответствие се дължи на различни нива на облачност и прозрачност на атмосферата в различните региони на земното кълбо.

Сумарната слънчева радиация през годината е най-голяма в под тропически пустинис частично облачна атмосфера. В горските райони е много по-малко екваториален пояс. Причината за това е повишената облачност. Към двата полюса този показател намалява. Но в района на полюсите отново се увеличава - в северното полукълбо е по-малко, в района на снежна и частично облачна Антарктида - повече. Над повърхността на океаните средно слънчевата радиация е по-малка, отколкото над континентите.

Почти навсякъде на Земята повърхността има положителен радиационен баланс, тоест за едно и също време притокът на радиация е по-голям от ефективната радиация. Изключение правят районите на Антарктика и Гренландия с техните ледени плата.

Изправени ли сме пред глобално затопляне?

Но горното не означава ежегодно затопляне на земната повърхност. Излишната погълната радиация се компенсира от изтичане на топлина от повърхността в атмосферата, което се случва при промяна на фазата на водата (изпарение, кондензация под формата на облаци).

Следователно радиационното равновесие като такова не съществува на повърхността на Земята. Но има топлинно равновесие - доставката и загубата на топлина се балансират по различни начини, включително радиация.

Разпределение на баланса по картата

При същите географски ширини на земното кълбо радиационният баланс е по-голям на повърхността на океана, отколкото над сушата. Това може да се обясни с факта, че слоят, който абсорбира радиацията в океаните е по-дебел, като в същото време ефективната радиация там е по-малка поради студа на морската повърхност в сравнение със сушата.

В пустините се наблюдават значителни колебания в амплитудата на разпространението му. Балансът там е по-нисък поради високата ефективна радиация при сух въздух и ниска облачност. Намалява се в по-малка степен в райони с мусонен климат. През топлия сезон облачността там се увеличава, а абсорбираната слънчева радиация е по-малка, отколкото в други райони на същата географска ширина.

Разбира се, основният фактор, от който зависи средната годишна слънчева радиация, е географската ширина на дадена област. Рекордни „порции“ ултравиолетова радиация отиват в страни, разположени близо до екватора. Това е Североизточна Африка, нейното източно крайбрежие, Арабският полуостров, северната и западната част на Австралия, част от островите на Индонезия и западното крайбрежие на Южна Америка.

В Европа най-голяма доза светлина и радиация получават Турция, Южна Испания, Сицилия, Сардиния, гръцките острови, крайбрежието на Франция (южната част), както и части от Италия, Кипър и Крит.

Какво за нас?

Общата слънчева радиация в Русия е разпределена на пръв поглед неочаквано. На територията на нашата страна, колкото и да е странно, не черноморските курорти държат палмата. Най-високите дози слънчева радиация се срещат в районите, граничещи с Китай, и Северная Земля. Като цяло слънчевата радиация в Русия не е особено интензивна, което напълно се обяснява с нашия север географско местоположение. Минималното количество слънчева светлина отива в северозападния регион - Санкт Петербург, заедно с околните райони.

Слънчевата радиация в Русия е по-ниска от тази в Украйна. Там най-много ултравиолетова радиация отива в Крим и отвъддунавските територии, на второ място са Карпатите и южните райони на Украйна.

Общата (включваща както пряка, така и дифузна) слънчева радиация, падаща върху хоризонтална повърхност, е дадена по месеци в специално разработени таблици за различни територии и се измерва в MJ/m2. Например слънчевата радиация в Москва варира от 31-58 зимни месецидо 568-615 през лятото.

За слънчевата инсолация

Инсолация или обем полезно излъчванеинцидент на слънчева повърхност варира значително от едно географско местоположение до друго. Годишната инсолация се изчислява на един квадратен метърв мегавати. Например в Москва тази стойност е 1,01, в Архангелск - 0,85, в Астрахан - 1,38 MW.

При определянето му е необходимо да се вземат предвид фактори като времето на годината (през зимата има по-ниска осветеност и продължителност на деня), естеството на терена (планините могат да блокират слънцето), характерни за дадена област метеорологично време- мъгла, чести валежи и облачност. Светлоприемащата равнина може да бъде ориентирана вертикално, хоризонтално или наклонено. Количеството слънчева светлина, както и разпределението на слънчевата радиация в Русия, са данни, групирани в таблица по градове и региони, посочващи географската ширина.

Пудовкин О.Л. Структура и електромагнитно излъчване на Слънцето 0 Москва, 2014 г

Пудовкин О.Л. Структура и електромагнитно излъчване на Слънцето Москва, 2014 1

УДК 52 + 55 Пудовкин О.Л. Структура и електромагнитно излъчване на Слънцето. – Платформа за отворено електронно публикуване SPUBLER. Дата на публикуване: 2014-08-17. - 22 с. Представени са необходими за разработчиците на космически системи за дистанционно наблюдение на Земята и потребителите на космическа информация. Главна информацияпо тази тема електромагнитно излъчванеслънце Структурата на Слънцето и физическата основа на процесите, протичащи в него, енергийните и спектрални характеристики на излъчването се разглеждат във връзка с класификационните таблици на честотния диапазон, приети от ITU, IEEE и GOST 24375-80. Пудовкин Олег Леонидович. Научни интереси в областите: системен анализ, теория на системите и управлението, техногенни и космогенни космически отпадъци, международно космическо право, геофизика, глобални космически комуникационни и навигационни системи, управление на проекти. Повече от 100 научни публикации и 8 монографии. Лекар технически науки, член-кореспондент на Академията по космонавтика и Академията на военните науки. В космическата индустрия от 1968 г.: VIKA im. А.Ф. Можайски, Командно-измервателен комплекс на Министерството на отбраната на Руската федерация, Научно-технически комитет на стратегическите ракетни сили, Военно-научен комитет на космическите сили; Вицепрезидент, главен дизайнер, съветник на организации от космическата индустрия; експерт на космическия клъстер на фондация Сколково. Доктор на техническите науки Пудовкин О.Л. електронна поща: [имейл защитен] 2

1. Устройство на Слънцето Слънцето е най-близката до Земята звезда, отдалечена от нас на разстояние 8,32 ± 0,16 светлинни минути. Всички други звезди са много по-далеч. Най-близката до нас звезда е Проксима Кентавър [от. lat roxima - най-близко] е червено джудже, принадлежащо към звездната система Алфа Кентавър, разположено на разстояние 4,2421 ± 0,0016 светлинни години, което е 270 000 пъти разстоянието от Земята до Слънцето. По своите размери Слънцето принадлежи към типичните звезди - джуджета от спектрален клас G2 по диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел. Това означава, че слънчевата светлина, която сме свикнали да възприемаме като бяла, всъщност е леко жълтеникава. Слънцето е отдалечено от Земята на средно разстояние от 149 597 870 км. Тъй като това разстояние е най-важната скала в Слънчевата система, то се приема като една от основните единици за измерване на разстоянието в астрономията и се нарича астрономическа единица (au, AU). В системата SI 1 au = 149 597 870 700 м. Слънцето е централното тяло на Слънчевата система, повече от 99,86% от общата му маса е концентрирана в него. Смята се, че планетите и Слънцето са възникнали преди 4-5 милиарда години от гигантска газова и прахова мъглявина. В същото време Слънцето погълна най-голямата част от масата, която в момента възлиза на около 2 × 1027 тона, което е 333 хиляди пъти масата на Земята и 743 пъти масата на всички планети взети заедно. IN химичен съставСлънчевата материя е доминирана от водород - 72% и хелий - 26% от масата на Слънцето. Малко по-малко от процент е кислород, 0,4% е въглерод и около 0,1% е неон. Ако изразим тези съотношения в броя на атомите, се оказва, че на милион водородни атома има 98 000 атома хелий, 850 атома кислород, 360 атома въглерод, 120 атома неон, 110 атома азот и по 40 атома желязо и силиций. Знаейки разстоянието до Слънцето и видимия му ъглов радиус, е лесно да се определи, че Слънцето е 109 пъти повече от Земята, а радиусът му достига 696 хиляди километра. Следователно обемът на Слънцето е повече от 1 300 000 пъти по-голям от обема на Земята и следователно средната плътност се оказва почти 4 пъти по-малка от земната и е около 1,4 g/cm3. По земните стандарти яркостта на Слънцето е колосална и достига 3,85 × 1023 kW. Дори незначителна част от слънчевата енергия, която облъчва Земята(а това е приблизително една десетмилиардна), неговата мощност е десетки хиляди пъти по-голяма от общата мощност на всички електроцентрали в света. Енергията на слънчевите лъчи, падащи върху перпендикулярна на тях площ от 1 m2 на Земята, може да задейства двигател с мощност 1,4 kW, а 1 m2 от слънчевата атмосфера излъчва енергия с мощност 60 mW. Фигура 1 – Структура на Слънцето. Слънцето се състои от вътрешни слоеве - зона на ядрени реакции, зона на радиационен енергиен трансфер и конвекционна зона, както и атмосфера, включваща фотосфера, хромосфера и корона, която се превръща в слънчев вятър. 3

1.1. Вътрешни слоеве на Слънцето Теоретични изследванияминалия век, потвърдени от експериментални данни последните десетилетия, показа, че вътрешните (не пряко наблюдавани) слоеве на Слънцето се състоят от три основни части, приблизително еднакви по дълбочина: зоната на ядрените реакции; зона за пренос на лъчиста енергия; конвективна зона. Зона на ядрена реакция ( централна част, ядро) се характеризира с максимални стойности на температурата, налягането и плътността на материята, компресирани от гравитацията и постоянно нагрявани от енергията на термоядрените реакции. Смята се, че слънчевото ядро ​​се простира от центъра на Слънцето на разстояние от около 175 000 км (около 0,2 слънчеви радиуса) и е най-горещата част от Слънцето. Температурата в слънчевото ядро ​​е около 15 000 0000 K (за сравнение: температурата на слънчевата повърхност в хромосферата е около 60 000 K). Плътността на ядрото е 150 000 kg/m³, което е 150 пъти по-високо от плътността на водата на Земята. Анализът на данните, получени от космическия кораб SOHO, показа, че в ядрото скоростта на въртене на Слънцето около оста му е много по-висока, отколкото на повърхността. Фигура 2 – SOHO Слънчева и хелиосферна обсерватория, код на обсерваторията “249”] – космически кораб за наблюдение на Слънцето. Съвместен проект между ESA и NASA. Изстрелян на 2 декември 1995 г. в 08:08:000 UTC, международно обозначение 1995-065A, изстрелян в точката на Лагранж L1 на системата Земя-Слънце, започна работа през май 1996 г. В ядрото протича протон-протонна термоядрена реакция, в резултат на която най-разпространеният от двата естествени изотопа на хелия, 4 He, се образува от четири протона, което представлява приблизително 99,999863% от обема на целия хелий на Земята . В същото време всяка секунда 4,26 милиона тона материя (3,6 1038 протона) се превръщат в енергия, но тази стойност е нищожна спрямо масата на Слънцето - 2 1027 тона. Времето, след което Слънцето ще изчерпи своето „гориво“ и термоядрената реакция ще спре, се оценява на 6 милиарда години. Мощността на слънчевото ядро ​​е 380 йотавата (1 IW = 1024 W), което е еквивалентно на детонацията на 9,1 1010 мегатона TNT в секунда. Известно е, че най-мощното енергийно устройство, въвеждано някога в действие от хората, е съветската „Цар бомба” (кодово име на проекта е „Иван”), избухнала на 30 октомври 1961 г. на Нова Земля. Мощността му беше 50 мегатона, което е еквивалентно на 5,3 IW или около един процент от слънчевата енергия, освободена за една секунда. Ядрото е единственото място на Слънцето, където енергията и топлината идват от термоядрена реакция; останалата част от звездата се нагрява от тази енергия. Цялата основна енергия 4

последователно преминава през слоевете, до фотосферата, от която се излъчва под формата на слънчева светлина и кинетична енергия. Тъй като високоенергийните фотони (гама и рентгенови лъчи) се движат към повърхността на Слънцето, те разсейват част от енергията в по-малко енергийни слоеве в сравнение с ядрото. Оценките за "времето за преминаване на фотони" варират от 40 000 години до 50 милиона години. Всеки гама лъч от ядрото на Слънцето се преобразува в няколко милиона видими фотона, които се излъчват от неговата повърхност. Зона за пренос на лъчиста енергия (радиантна зона, радиационна зона) е зона на пренос на ядрена енергия чрез излъчване на отделни атоми, които постоянно я поглъщат и преизлъчват във всички посоки. Зоната е разположена точно над слънчевото ядро, на разстояния от приблизително 0,2-0,25 до 0,7 слънчеви радиуса от неговия център. Долната граница на зоната се счита за линията, под която протичат ядрени реакции, горната граница е границата, над която започва активно смесване на веществото (конвективна зона). Температурната разлика е от 7 000 0000 K до 2 000 0000 K. Водородът в зоната на радиационен пренос е компресиран толкова силно, че съседните протони не могат да си разменят местата, което прави преноса на енергия чрез смесване на веществото много труден. Допълнителни пречки за смесването на веществото се създават от ниската скорост на понижаване на температурата, докато се движи от долните слоеве към горните слоеве, което се дължи на високата топлопроводимост на водорода. Директното излъчване навън също е невъзможно, тъй като водородът е непрозрачен за радиацията, произведена по време на реакцията на ядрен синтез. Преносът на енергия, в допълнение към преноса на топлина, се осъществява и чрез последователно поглъщане и излъчване на фотони от отделни слоеве частици. Поради факта, че енергията на излъчения фотон винаги е по-малка от енергията на погълнатия, спектралният състав на лъчението се променя при преминаването му през радиационната зона. Ако на входа на зоната цялата радиация е представена от изключително късовълнова гама радиация, тогава напускането на радиационната зона светлинен поток от радиация е „смес“, покриваща почти всички дължини на вълните, включително видимата. Конвективната зона започва на дълбочина 0,3 радиуса и се простира чак до повърхността на Слънцето (или по-скоро неговата атмосфера). Долната му част се нагрява до 2 000 0000 K, докато температурата на външната граница не достига 60 000 K. Същността на конвекцията на Слънцето е, че по-плътният газ се разпределя по повърхността, охлажда се върху нея и след това отново се втурва към центъра. По този начин в конвективната зона на Слънцето има постоянен процес на смесване. Смята се, че движещите се в него плазмени потоци имат основен принос за формирането на слънчевото магнитно поле. Масата на конвективната зона е само два процента от масата на Слънцето. На долната граница плътността на плазмата е равна на 0,2 плътността на водата, а когато навлезе в слънчевата атмосфера, намалява до 0,0001 плътността на земния въздух над морското равнище. Веществото на конвективната зона се движи по много сложен начин. От дълбините се издигат мощни, но бавни потоци гореща плазма с диаметър сто хиляди километра, чиято скорост не надвишава няколко сантиметра в секунда. Към тях се спускат не толкова мощни струи от по-малко нагрята плазма, чиято скорост вече се измерва в метри в секунда. На дълбочина от няколко хиляди километра издигащата се високотемпературна плазма се разделя на гигантски клетки, най-големите от които имат линейни размери около 30-35 хиляди километра и се наричат ​​супергранули. По-близо до повърхността се образуват мезогранули с характерен размер около 5000 километра, а още по-близо до повърхността се образуват 3-4 пъти по-малки гранули. В зависимост от размера си гранулите живеят от един ден до част от час. Когато тези продукти на колективно движение на плазмата достигнат повърхността на Слънцето, те могат лесно да бъдат наблюдавани през телескоп със специален филтър. 5

1.2. Атмосфера на Слънцето Атмосферата на Слънцето се отнася до трите му външни слоя – фотосферата, хромосферата и короната. Короната се превръща в слънчев вятър. Слоевете са разположени над конвективната зона и се състоят основно (по брой атоми) от водород, хелий - 10%, въглерод, азот и кислород - 0,0001%, метали заедно с всички други химични елементи - 0,00001%. Най-дълбокият от външните слоеве е фотосферата, която често неправилно се нарича „повърхността на Слънцето“, въпреки че едно газообразно сферично тяло не може да има повърхност. Беше договорено, че радиусът на Слънцето ще се разбира като разстоянието от центъра до слоя с минимална температурна стойност. Фотосферата [превод от гръцки - „светлинна сфера”] е слой от атмосферата на звездата, видимата повърхност на Слънцето. Във фотосферата се образува непрекъснат спектър от достигащо до нас оптично лъчение. Дебелината на слънчевата фотосфера е около 500 km. За Слънцето температурата във фотосферата намалява с надморска височина от 8 000 - 10 0000 K до минималната температура на Слънцето от около 43 000 K. Плътността на фотосферата варира от 10-8 до 10-9 g/cm3 (частица концентрация от 1015 до 1016 cm-3), налягането е около 0,1 атмосфера. При такива условия всички атоми с нисък йонизационен потенциал (например Na, K, Ca) се оказват йонизирани. Останалите елементи, включително водород, чиято йонизационна енергия е около 13,6 eV (2,18·10−18 J), остават предимно в неутрално състояние, следователно фотосферата е единственият слой на Слънцето, където водородът е почти неутрален. Повърхността на слънчевата фотосфера е покрита с гранули, чийто размер е от 200 до 2000 km, продължителността на тяхното съществуване е от 1 до 10 минути. Гранулите са върховете на конвективните клетки, образувани в конвективната зона. Основният източник на слънчева светлина е долният слой на фотосферата, на 150 км. По дебелината на слоя температурата на плазмата намалява от 64 000 до 44 000 K, докато непрекъснато се появяват области на понижение на температурата до 37 000 K, които светят по-слабо и се откриват под формата на тъмни петна. Броят им варира с период от 11 години, но те никога не покриват повече от 0,5% от слънчевия диск. Фигура 3 – Група слънчеви петна, заснети във видима светлина от космическия кораб HINODE-3, декември 2006 г. Хромосфера [от др.гръцки. χρομα - цвят, σφαίρα - топка, сфера) - външната обвивка на Слънцето с дебелина около 2000 km, заобикаляща фотосферата. Произходът на името на тази част от слънчевата атмосфера се свързва с нейния червеникав цвят, причинен от факта, че във видимия спектър на хромосферата доминира червената Н-алфа емисионна линия на водород от серията Балмер. Горната граница на хромосферата няма отчетлива гладка повърхност, от нея постоянно се появяват горещи емисии, наречени спикули. 6

Спикулата е основният елемент от фината структура на слънчевата хромосфера. Ако наблюдавате крайника на Слънцето в светлина с определена и строго постоянна честота, тогава спикулите ще се виждат като колони от светещ газ, доста тънки в слънчева скала с диаметър около 1000 km. Тези колони първо се издигат от долната хромосфера до 5000-10000 км, а след това падат обратно, където избледняват. Всичко това се случва при скорост от около 20 000 m/s. Спикулата живее 5-10 минути. Броят на спикулите, съществуващи едновременно на Слънцето, надхвърля десетки хиляди и може да достигне до милион. Хромосферната мрежа на практика се състои от тях. Температурата на хромосферата се повишава с надморска височина от 40 000 K до 20 000 K. Плътността на хромосферата е ниска, така че яркостта е недостатъчна за наблюдение при нормални условия. Но по време на пълно слънчево затъмнение, когато Луната покрива ярката фотосфера, хромосферата, разположена над нея, става видима и свети в червено. Също така може да се наблюдава по всяко време с помощта на специални теснолентови оптични филтри. В допълнение към вече споменатата H-алфа линия с дължина на вълната 656,3 nm, филтърът може да бъде настроен и към линиите Ca II K (393,4 nm) и Ca II H (396,8 nm). Основните хромосферни структури, които се виждат в тези линии: хромосферна мрежа, покриваща цялата повърхност на Слънцето и състояща се от линии, обграждащи супергранулирани клетки с размери до 30 хиляди km в диаметър; флокули – леки облачни образувания, най-често ограничени до области със силни магнитни полета – активни зони около слънчевите петна; влакна и влакна (фибрили) са тъмни линии с различна ширина и степен, като флокули, често срещани в активни области. Фигура 4 – Слънчево затъмнение 11 август 1999 г. Хромосферата се вижда като тънка червена ивица около диска, а короната като област. Короната е последната външна обвивка на Слънцето. Короната се състои главно от изпъкналости и енергийни изригвания, които излъчват и изригват на няколкостотин и дори повече от милион километра в космоса, образувайки слънчевия вятър. Средната температура на короната варира от 1 000 0000 K до 2 000 0000 K, а максималната в някои райони варира от 8 000 0000 K до 20 000 0000 K. Въпреки такава висока температура, тя е видима за голи око само по време на пълно слънчево затъмнение, тъй като плътността на материята в короната е ниска и следователно яркостта е ниска. Формата на короната се променя в зависимост от фазата на цикъла на слънчевата активност: в периоди на максимална активност тя има кръгла форма, а в периоди на минимална активност е удължена по слънчевия екватор. Тъй като температурата на короната е много висока, тя излъчва интензивно лъчение в ултравиолетовия и рентгеновия диапазон. Тези лъчения не преминават през земната атмосфера, но се изследват с помощта на космически кораб. Радиацията в различни области на короната се появява неравномерно. 7

Има горещи активни и тихи региони, както и дупки в короната със сравнително ниска температура от 600 000 K, от които линиите на магнитното поле излизат в космоса. Тази „отворена“ магнитна конфигурация позволява на частиците да напускат Слънцето безпрепятствено, така че слънчевият вятър се излъчва главно от короналните дупки. Видимият спектър на слънчевата корона се състои от три различни компонента, наречени L, K и F компоненти (или съответно L-корона, K-корона и F-корона; друго име за L компонентите е E -корона). Компонентът K е непрекъснатият спектър на короната. На неговия фон до височина 9-10′ от видимия ръб на Слънцето се вижда емисионната L-компонента. Започвайки от височина около 3" (ъгловият диаметър на Слънцето е около 30") и по-висока, се вижда спектър на Фраунхофер, същият като спектъра на фотосферата. Той съставлява компонента F на слънчевата корона. На височина 20" компонентът F доминира в спектъра на короната. Височината 9"-10" се приема като граница, разделяща вътрешната корона от външната корона. Слънчевият вятър изтича от външната част на слънчева корона и представлява поток от йонизирани частици (главно протони, електрони и α-частици), разпространяващи се с постепенно намаляване на плътността си, до границите на хелиосферата.Слънчевият вятър се разделя на две компоненти - бавният слънчев вятър и бързият слънчев вятър Бавният слънчев вятър има скорост около 400 km/s и температура 1,4 ·10 6 - 1,6·106 0K и по състав се доближава до короната Бързият слънчев вятър има скорост около 750 km/s, температура 8·105 0K и е подобен по състав на материята на фотосферата Бавният слънчев вятър е два пъти по-плътен и по-малко постоянен от бързия Бавният слънчев вятър има по-сложна структура с региони на турбулентност.Средно Слънцето излъчва около 1,3 × 1036 частици в секунда с вятъра.Следователно общата загуба на маса от Слънцето е този видрадиацията възлиза на 2-3·10−14 слънчеви маси годишно. Това е еквивалентно на загубата на маса на Земята за 150 милиона години. много природен феноменна Земята са свързани със смущения, дължащи се на слънчевия вятър, включително геомагнитни бури и полярни сияния. 2. Спектър на електромагнитното излъчване от Слънцето Слънцето генерира и освобождава два основни потока енергия в космическото пространство – електромагнитно излъчване (слънчева радиация, лъчиста енергия) и корпускулярно излъчване (слънчев вятър). Излъчването, излъчвано от централната област на Слънцето, докато се движи към външните сфери, се пренарежда от късовълнова към дълга вълна. Ако гама-лъчението и рентгеновите лъчи присъстват в центъра, тогава в средните слоеве на слънчевия глобус ултравиолетовите лъчи преобладават, а в излъчващата повърхност на Слънцето - фотосферата - те се трансформират във вълни от светлинния диапазон. на радиация. Спектърът на слънчевата лъчиста енергия на горната граница на земната атмосфера е разпределение с единичен максимум, което се описва доста добре от модела на спектъра на излъчване на абсолютно черно тяло при температура около 60 000 K. Разпределението на енергията по протежение на спектъра е неравномерно. Цялата късовълнова част от спектъра - гама лъчи, рентгенови лъчи и ултравиолетови лъчи - представляват само 7% от енергията на слънчевата радиация, докато оптичният диапазон на спектъра представлява 48% от енергията на слънчевата радиация. Именно в оптичния диапазон е ограничено максималното излъчване, съответстващо на синьо-зеления интервал на светлинната гама радиация. Останалите 45% от енергията 8

слънчевата радиация се съдържа главно в инфрачервения диапазон и само малка част е радиоизлъчване. Абсолютно черно тяло е тяло, което абсорбира 100% от всяка радиация, която пада върху него (коефициентът на поглъщане е 1, коефициентът на отражение е 0). Това означава не само видима светлина, но и радиовълни, ултравиолетови лъчи, рентгенови лъчи и др. Ако абсолютно черно тяло се нагрее, то ще започне да излъчва електромагнитни вълни в целия диапазон от радиовълни до гама лъчение. Освен това той излъчва в целия спектър на електромагнитно излъчване, но не равномерно. Спектралната плътност има пик. Колкото по-силно е нагряването, толкова по-голямо е изместването към високите честоти. Абсолютно черни тела в природата не съществуват - това е математически модел. Спектърът на излъчване от звездите е най-близък до спектъра на излъчване на абсолютно черно тяло. Ето защо студените звезди са червени, а горещите звезди са сини. Радиацията на Слънцето идва от различни слоеве. Разглежданият температурен диапазон е 5712-58120 K, за който диапазонът на дължината на вълната е 0,499-0,5077 µm (синьо-зелена граница). Средната стойност е 57850 K, дължината на вълната е 0,5012 микрона. Спектралното разпределение на радиацията от абсолютно черно тяло се описва от закона на Планк: . (1) Тази формулаобикновено се записва във формата: . (2) Тук е спектралната плътност на излъчване, W cm-2 µm-1; λ – дължина на вълната, µm; h – константа на Планк (6,6256±0,0005)·10-34 W·s2; T – абсолютна температура, 0K; s – скорост на светлината (2.997925 ± 0.000003) 1010 cm s-1; = (3,7415 ± 0,0003) 104 W cm-2 µm4; = (1,43879 ± 0,00019) 104 µm 0K; k – константа на Болцман (1,38054 ± 0,00018) 10-23 W s 0 K-1. Общият поток на енергия, излъчвана от абсолютно черно тяло, се определя от закона на Стефан-Болцман (интеграла на уравнението на Планк): ∫ (3) където σ = (5,6697 ± 0,0029) 10-12 W cm-2 0 K- 4. Така общото излъчване на абсолютно черно тяло нараства пропорционално на четвъртата степен на температурата. Чрез диференциране на уравнението на Планк получаваме закона за изместване на Wien: (4) където λmax е дължината на вълната, при която се наблюдава максималното разпределение на спектралната плътност на радиацията по дължини на вълните; a = 2897,8 ± 0,4 µm·0K. 9

Лъчистата енергия от Слънцето е основният източник на енергия за Земята. Радиацията от звездите и Луната е пренебрежимо малка спрямо слънчевата и няма съществен принос за процесите на Земята. Потокът от енергия, който се насочва към повърхността на Земята от дълбините на планетата, също е незначителен. Количеството енергия, идваща от Слънцето към Земята, се определя от интегрален параметър, който зависи много малко от времето и се нарича слънчева константа. Слънчевата константа S0 е количеството слънчева енергия, пристигаща за единица време до единица площ, перпендикулярна на слънчевите лъчи на средното разстояние на Земята от Слънцето. По последни данни стойността му е 1366±1 W m-2. Разпределението на електромагнитното лъчение, излъчвано от Слънцето и достигащо до горната граница на земната атмосфера, в зависимост от дължината на вълната λ, се нарича спектър на Слънцето. Удобно е към дефиницията на спектъра на Слънцето да се добавят изискванията от дефиницията на слънчевата константа като входяща слънчева енергия за единица време на единица площ, при определена честота, перпендикулярна на лъчите, на средното разстояние от Земята към Слънцето. Тази величина често се нарича спектрална слънчева константа S0(λ). Тогава за слънчевата константа въведената по-рано дефиниция се изяснява с термина – интегрална слънчева константа. Стандартният спектър на Слънцето с „груба спектрална разделителна способност” и спектърът на абсолютно черно тяло при T = 57850 K са представени на Фигура 5. Фигура 5 – Стандартен спектър на Слънцето с груба спектрална разделителна способност и спектърът на абсолютно черно тяло, T = 57850 K. UV, VD , IR, Микровълни - ултравиолетово, видимо, инфрачервено и микровълново лъчение. Ако разгледаме спектъра на Слънцето при висока спектрална разделителна способност, картината не е толкова гладка, но има много линии на Фраунхофер, причинени от абсорбцията на различни елементи във фотосферата и хромосферата. От фигурата се вижда, че функцията на Планк при T = 57850 K добре апроксимира спектъра на Слънцето в средната му част - диапазонът на дължината на вълната от 0,2 μm до 1 см. Това се дължи на факта, че образуването на изходяща слънчева излъчването в различни спектрални области се появява на различни височини при различни температури. 10

Късовълновата част от спектъра е най-разрушителната за живота на Земята и включва: гама лъчение (гама лъчи, γ-лъчи) - вид електромагнитно лъчение с изключително къса дължина на вълната - под 5·10-3 nm ( честота - повече от 6·1019 Hz), изразена корпускулярна и слабо изразена вълнови свойства . Източник – ядрени и космически процеси, радиоактивно разпадане ; Рентгеновото лъчение е електромагнитни вълни, чиято енергия на фотоните лежи в скалата на електромагнитните вълни между ултравиолетовото и гама лъчение, което съответства на дължини на вълните от 5·10−3 nm до 10 nm и честоти 3·1016 - 6·1019 Hz Източник – атомни процеси под въздействието на ускорени заредени частици; ултравиолетовото лъчение е излъчването на атомите под въздействието на ускорени електрони. От 7% късовълнова слънчева радиация най-голямата част е ултравиолетова радиация, която силно се абсорбира от земната атмосфера. Абсорбционният спектър на озона има пик при приблизително 250 nm, докато на кислорода има два пика – 110 и 200 nm. Диапазонът на поглъщане на късовълновия ултравиолетов диапазон се покрива от кислорода, а в средния диапазон – от озона. При дължина на електромагнитната вълна 250 nm озонът абсорбира почти цялото лъчение, при 300 nm – 97%. Ултравиолетовата част на спектъра заема диапазона между виолетовия край на видимата светлина и рентгеновите лъчи. През 1801 г. немският физик Йохан Вилхелм Ритер открива, че сребърният хлорид, който се разлага, когато е изложен на светлина, се разлага най-бързо, когато е изложен на невидимо лъчение извън виолетовата област на спектъра. Тогава много учени, включително Ритър, се съгласиха, че светлината се състои от три отделни компонента: окислителен или топлинен (инфрачервен) компонент, осветителен (видима светлина) компонент и редуциращ (ултравиолетов) компонент. По това време ултравиолетовото лъчение се нарича още актинично лъчение, поради способността му да въздейства на специфични светлочувствителни материали по предписан начин. В съответствие със стандарта ISO-DIS-2134 са въведени характеристиките на ултравиолетовата слънчева радиация, Таблица 1. UV-A, UV-B, UV-C диапазоните, представени в таблицата, са въведени от биолозите като най-важни в техните работа. Таблица 1 – Характеристики на ултравиолетовата слънчева радиация Количество енергия Име Съкращение Дължина на вълната, nm на фотон, eV Близо NUV 400 nm - 300 nm 3,10 - 4,13 eV Средно MUV 300 nm - 200 nm 4,13 - 6,20 eV Далеч FUV 200 nm - 122 nm 6.2 0 - 10,2 eV Екстремно EUV, XUV 121 nm - 10 nm 10,2 - 124 eV Ултравиолетово A, дълговълново UV-A, UVA 400 nm - 315 nm 3,10 - 3,94 eV обхват Ултравиолетово B, средно вълново UV-B, UVB 315 nm - 280 nm 3,9 4 - 4,43 eV обхват Ултравиолетов C, късовълнов UV-C, UVC 280 nm - 100 nm 4,43 - 12,4 eV обхват 11

Близкият ултравиолетов диапазон често се нарича „черна светлина“, тъй като не се разпознава от човешкото око, но когато се отразява от някои материали, спектърът се премества във видимата област. За далечния и екстремния диапазон често се използва терминът "вакуум" (VUV), поради факта, че вълните в този диапазон се абсорбират силно от земната атмосфера. Повечето ултравиолетови лъчи, UVA, не се абсорбират от кислорода и озона в атмосферата и достигат земната повърхност. Ултравиолетовото UV-B лъчение се абсорбира от озона и колко от него достига до повърхността зависи от количеството озон в земната атмосфера. Ултравиолетовото лъчение (UV-C) се абсорбира от озона и кислорода в атмосферата и много малко от това лъчение достига земната повърхност. Ултравиолетовото лъчение може да бъде много вредно за човешкото здраве, затова през 1994 г. Световната метеорологична организация, съвместно със Световната здравна организация, предложи да се въведе слънчев ултравиолетов индекс - UV индекс, W/m2. Видимата част от спектъра (видима светлина или просто светлина), възприемана от човешкото око, заема диапазон с дължини на вълните от 380 nm (виолетово) до 780 nm (червено) или честотен диапазон от 400 до 790 терахерца (1 THz = 1012 Hz). Човешкото око има най-голяма чувствителност към светлина в областта от 555 nm (540 THz) – зелената част на спектъра. Въпреки че феноменът на дъгата беше обяснен с пречупването на слънчевата светлина в дъждовните капки още през 1267 г., Роджър Бейкън, но само Нютон успя да анализира светлината. След като пречупи лъч светлина през призма, той първо преброи пет цвята: червено, жълто, зелено, синьо, виолетово. След това добави още два цвята и стана баща на седемцветната дъга. Трябва да се отбележи, че въпросът за „цветовете на дъгата” не е от сферата на физиката и биологията. С него трябва да се занимават лингвисти и филолози. Има седем цвята в дъгата на славянските народи само защото има отделно име за син цвят(в сравнение с британския) и за зелено (в сравнение с японския). От гледна точка на съвременната биология, физиологично, човек вижда три цвята в дъгата: червено, зелено, синьо. Следователно въпросът е практически безсмислен, а диапазоните видим цвятмогат да бъдат обозначени с всякакви удобни цветове. Първите обяснения на спектъра на видимата радиация са дадени от Исак Нютон в книгата му „Оптика“ и Йохан Гьоте в труда му „Теория на цветовете“. Нютон открива дисперсията на светлината в призмите и е първият, който използва думата спектър [от лат. спектър - визия, външен вид] в печат през 1671 г. Той направи наблюдението, че когато лъч светлина удари повърхността на стъклена призма под ъгъл спрямо повърхността, част от светлината се отразява, а част преминава през стъклото, образувайки многоцветни ивици. Фигура 6 – Нютонов кръг от цветове от книгата „Оптика” (1704), показващ връзката между цветовете и музикалните ноти. Цветовете на спектъра от "червено" до "виолетово" са разделени от ноти, започващи с нотата "D" (D). Кръгът е цяла октава. 12

Когато лъчът е разложен бяло В призмата се образува спектър, в който лъчението с различни дължини на вълната се пречупва под различни ъгли. Цветовете, включени в спектъра, т.е. онези цветове, които могат да бъдат получени от светлинни вълни със същата дължина на вълната (или много тесен диапазон), се наричат ​​спектрални цветове. Основните спектрални цветове на видимата светлина имат свои имена, а техните характеристики са представени в таблицата. Таблица 2 - Характеристики на видимата светлина Диапазон Дължина Диапазон Енергия на цветната вълна, nm честоти, THz фотони, eV Виолетов 380 - 440 790 - 680 2,82 - 3,26 Син 440 - 485 680 - 620 2,56 - 2,82 Син 485 - 500 620 - 600 2 .48 - 2.56 Зелено 500 - 565 600 - 530 2.19 - 2.48 Жълто 565 - 590 530 - 510 2.10 - 2.19 Оранжево 590 - 625 510 - 480 1, 98 - 2.10 Червено 625 - 740 480 - 400 1.68 - 1.9 Видимата радиация навлиза в „оптичния прозорец” и практически не се абсорбира от земната атмосфера. Чистият въздух разпръсква синята светлина малко повече от светлината с по-дълги дължини на вълната (към червения край на спектъра), така че обедното небе изглежда синьо. Инфрачервената част на електромагнитния спектър заема диапазона между червения край на видимия спектър с дължина на вълната 0,74 микрона и началото на микровълновото лъчение с дължина на вълната 1 mm. Наскоро дълговълновият ръб на тази част от спектъра е изолиран в отделен независим диапазон от електромагнитни вълни - терагерцово лъчение с дължина на вълната 3-0,03 mm (1011-1013 Hz) или субмилиметрово лъчение с дължина на вълната 1-0,1 мм. Инфрачервеното лъчение се нарича още „топлинно“ лъчение, тъй като инфрачервеното лъчение от нагрети предмети се възприема от човешката кожа като усещане за топлина. Освен това дължините на вълните, излъчвани от телата, зависят от температурата на нагряване: колкото по-висока е температурата, толкова по-къса е дължината на вълната и толкова по-висок е интензитетът на излъчване. Инфрачервеното лъчение е открито през 1800 г. от английския астроном Уилям Хершел, който открива, че в спектъра на Слънцето, получен с помощта на призма, отвъд границата на червения цвят (в невидимата част на спектъра) температурата на термометъра се повишава. През 19 век е доказано, че инфрачервеното лъчение се подчинява на законите на оптиката и има същата природа като видимата светлина. Сега целият диапазон на инфрачервеното лъчение е разделен на три поддиапазона: късовълнов 0,74 - 2,5 микрона; средна вълна 2,5 - 50 микрона; дълги вълни 50 - 2000 микрона. В късовълновия поддиапазон инфрачервеното лъчение се разсейва почти по същия начин, както във видимия диапазон, като основният източник на това лъчение е Слънцето. В средния диапазон по-голямата част от радиацията се абсорбира от атмосферните компоненти 13

(водна пара, въглероден диоксид). В далечния поддиапазон по-малко енергия се разсейва в атмосферата, а основният източник на радиация е земната повърхност. Таблица 3 - Характеристики на инфрачервеното лъчение Цвят Диапазон на дължината на вълната Честотен диапазон Късовълнов IR-A 740 nm - 2,5 µm 400 THz - 120 THz Среден вълнов IR-B 2,5 µm - 50 µm 120 THz - 6 THz Дълговълнов IR-S 50 µm - 2 mm 6 THz - 150 GHz Разглежданите диапазони на електромагнитното излъчване от Слънцето са от решаващо значение за живота на земята. Ултравиолетовото лъчение (UV-C) под 280 nm е фатално за растенията. При излагане на него след 10-15 минути растителните протеини губят своята структура и активността на клетките спира. Външно това се проявява в пожълтяване и покафеняване на листата, усукване на стъблата и отмиране на точки на растеж. Но слънчевата част от твърдата ултравиолетова светлина не достига до земната повърхност, като се задържа от озоновия слой. Ултравиолетовото лъчение на CP-A над 315 nm е необходимо за метаболизма и растежа на растенията. Забавя удължаването на стъблата и повишава съдържанието на витамин С. Ултравиолетовото лъчение CF-B (280 - 315 nm) действа като ниска температура, насърчава процеса на втвърдяване на растенията и повишава тяхната студоустойчивост. Ултравиолетовите лъчи практически нямат ефект върху хлорофила. Виолетовите и сините лъчи инхибират растежа на стъблата, листните дръжки и остриетата, образувайки компактни растения и по-дебели листа, което позволява по-добро усвояване и използване на светлината като цяло. Тези лъчи стимулират образуването на протеини, органосинтезата на растенията, прехода към цъфтеж на растенията с къс ден и забавят развитието на растенията с дълъг ден. Синята и виолетовата част на светлинния спектър се абсорбират почти напълно от хлорофила, което създава условия за максимална интензивност на фотосинтезата. Зелените лъчи практически преминават през листните плочи, без да се абсорбират от тях. Под тяхно влияние последните стават много тънки, а аксиалните органи на растенията се удължават. Нивото на фотосинтеза е най-ниско. Червените лъчи в комбинация с оранжевите представляват основния вид енергия за фотосинтезата. Най-важен е областта от 625-680 nm, която насърчава интензивния растеж на листата и аксиалните органи на растенията. Тази светлина се абсорбира напълно от хлорофила и увеличава образуването на въглехидрати по време на фотосинтезата. Червената и оранжевата светлинна зона са критични за всички физиологични процеси в растенията. Учените са установили способността на червените лъчи с нисък интензитет (600-690 nm) (не по-високи от 620 лукса) да влияят активно на физиологичните процеси в растенията, които са чувствителни към промяната от светлина към тъмнина и обратно (фотопериодични). Инфрачервените лъчи имат различен ефект върху растенията. Например доматите и краставиците реагират слабо на инфрачервена светлина до 1100 nm. Този диапазон от светлина действа върху разтягането на хипокотиледона, стъблата и издънките. Близката радиация при ниски температури може да бъде частично абсорбирана от хлорофила и да не прегрява листата, което ще бъде полезно за фотосинтезата. 14

Фигура 7 - Ефект на дължината на вълната върху развитието на растенията Радиовълни (микровълни). Слънцето излъчва не само енергия от гама до инфрачервено лъчение, но и радиовълни, които се предават от земната атмосфера в диапазона от дължини от няколко милиметра до десетки метри. Въпреки редица ранни опити за откриване на радиовълни от Слънцето, те са открити едва през февруари 1942 г. като източник на смущения на британските радарни екрани по време на Втората световна война. След завършването му през 1945 г. започва бурното развитие на радиоастрономията, включително слънчевата. Ако радиоизлъчването на Слънцето през 1942 г. се свързва с неговата активност и влияние върху радара, то през 1963 г. слънчевата активност започва да се измерва с параметъра „F10.7 Index“, който се определя от потока на радиоизлъчването при вълна от 10,7 cm (честота 2800 MHz). Този индекскорелира добре с „Вълковото число“ - цифров показател за броя на петната на Слънцето, кръстен на швейцарския астроном Рудолф Волф. Това е един от най-разпространените индикатори за слънчевата активност. Радиовълните се излъчват от горещи, силно йонизирани газове във външната атмосфера на Слънцето. Тези разредени газове, почти прозрачни за видимата светлина, се оказват непрозрачни за радиоизлъчване при определени дължини на вълните. Непрозрачността се увеличава с увеличаване на концентрацията на свободни електрони и намаляване на температурата, както и с увеличаване на дължината на вълната. Хромосферата, която има доста висока концентрация на електрони и температура от 5000-100 000 K, е непрозрачна за дециметрови и метрови вълни, следователно само сантиметрови вълни могат да я напуснат и да достигнат до Земята. Метрови вълни могат да идват само от основната по-разредена и гореща слънчева корона с температура от около 1000 000 - 2000 0000 К. Тъй като вълни с различна дължина идват от различни слоеве на слънчевата атмосфера, това прави възможно изследването на свойствата на хромосферата и короната чрез тяхното радиоизлъчване. В радиообхвата размерът на слънчевия диск зависи от дължината на вълната, на която се извършва наблюдението. При метровите вълни радиусът на Слънцето е по-голям от този при сантиметровите, като и в двата случая е по-голям от радиуса на видимия диск. Радиоизлъчването от Слънцето включва термични и нетермични компоненти. Топлинното радиоизлъчване, причинено от сблъсъци на електрони и йони, движещи се с топлинни скорости, определя долната граница на интензивността на радиоизлъчването от „тихото“ Слънце. Интензитетът на радиоизлъчването обикновено се характеризира с яркостната температура Tb. 15

Фигура 8 – Зависимост на интензитета на основните компоненти на слънчевото радиоизлъчване (тяхната яркостна температура) от честотата (дължина на вълната) Яркостната температура е фотометрична величина, характеризираща интензитета на излъчване. Често се използва в радиоастрономията. По дефиниция яркостната температура е температурата, която би имало абсолютно черно тяло, ако имаше същия интензитет в даден честотен диапазон. Трябва да се отбележи, че яркостната температура не е температура в обичайния смисъл. Тя характеризира излъчването и в зависимост от механизма на излъчване може да се различава значително от физическата температура на излъчващото тяло. Например за пулсари тя достига 1026 0K. В случай на излъчване от „тихо“ Слънце при сантиметрови вълни Tb ~ 104 0K, а при метрови вълни Tb ~ 106 0K. Естествено, за топлинното излъчване стойността на Tb съвпада с кинетичната температура на слоя, от който излиза излъчването, ако този слой е непрозрачен за това излъчване. Идеята за нивото на радиоизлъчване от „тихо“ Слънце е идеализация; в действителност Слънцето никога не е напълно спокойно: бурните процеси в слънчевата атмосфера водят до появата на локални региони, чието радиоизлъчване силно увеличава наблюдаваната стойност на интензитета в сравнение с нивото "спокойно" слънце. Образуването на центрове на активност (факули и петна) на повърхността на Слънцето е придружено от появата на коронални кондензации над тях - плътни и горещи, сякаш покриващи активната област. Непосредствено над петната горещата корона изглежда се спуска до височини от 2-3 хиляди км, където силата на магнитното поле е около 1000 Oe.Тогава, в допълнение към излъчването на радиация по време на сблъсъци с протони (тормозно лъчение), те също трябва да излъчват при движение около магнитни полета. електропроводи(магнитно-препятствено излъчване). Такова излъчване причинява появата на ярки радиопетна над активните области, които се появяват и изчезват приблизително по същото време като видимите петна. Тъй като петната се променят бавно (дни и седмици), радиоизлъчването на коронарните кондензации се променя също толкова бавно. Поради това се нарича бавно променящ се компонент. Този компонент се появява главно в диапазона на дължината на вълната от 2 до 50 см. По принцип той също е термичен, тъй като излъчващите електрони имат топлинно разпределение на скоростите. Въпреки това, на определен етап от развитието на активни 16

В зоната между петната се наблюдават източници, които очевидно са с нетермичен характер. Понякога в областта на кондензациите се наблюдават внезапни увеличения на радиоизлъчването при едни и същи вълни - сантиметрови изблици. Тяхната продължителност варира от няколко минути до десетки минути или дори часове. Такива радиоизбухвания са свързани с бързо нагряване на плазмата и ускоряване на частиците в района на слънчевото изригване. Повишаването на температурата и плътността на газа в кондензацията може да бъде причина за генерирането на сантиметрови изблици с Tb при 107-108 К. По-интензивните изблици на сантиметрови вълни очевидно се дължат на циклотронно или плазмено излъчване на субрелативистични електрони с енергии от десетки до стотици keV във факелни магнитни дъги. Още по-високо над коронарните кондензации също се наблюдава засилено радиоизлъчване, но вече при метрови вълни от около 1,5 метра - така наречените шумови бури; могат да се наблюдават часове и дори дни. Има много импулси с продължителност около 1 секунда (радиовръзки тип I) в тесни честотни интервали. Това радиоизлъчване е свързано с плазмена турбуленция, която се възбужда в короната над развиващите се активни области, съдържащи големи петна. Излъчването на бързи електрони и други заредени частици от областта на хромосферното изригване предизвиква редица ефекти в радиоизлъчването на активното Слънце. Най-честите от тях са радиоизбухвания тип III. Тяхната характерна особеност е, че честотата на радиоизлъчването се променя с времето, като във всеки един момент то се появява едновременно на две честоти (хармоници) в съотношение 2:1. Взривът започва при честота от около 500 MHz (λ ~ 60 cm), след което честотата на двата хармоника бързо намалява с около 20 MHz в секунда. Целият взрив продължава около 10 секунди. Радиовзривове тип III се създават от поток от частици, изхвърлени от факел и движещи се през короната. Потокът възбужда плазмени трептения (плазмени вълни) с честота, която се определя от електронната плътност в мястото на короната, където потокът се намира в момента. И тъй като електронната плътност намалява с разстоянието от повърхността на Слънцето, движението на потока е придружено от постепенно намаляване на честотата на плазмените вълни. Част от енергията на тези вълни може да се преобразува в електромагнитни вълни със същата или удвоена честота, които се записват на Земята под формата на радиоимпулси тип III с два хармоника. Както показаха наблюдения на космически кораби, електронните потоци, разпространяващи се в междупланетното пространство, генерират радиоимпулси тип III до честоти от 30 kHz. След радиоизбухвания тип III, в 10% от случаите се наблюдава радиоизлъчване в широк честотен диапазон с максимален интензитет при честота ~ 100 MHz (λ ~ 3 m). Това излъчване се нарича радиоизбухвания тип V, изблиците продължават около 1-3 минути. Очевидно те се дължат и на генерирането на плазмени вълни. По време на много силни слънчеви изригвания се появяват радиоизбухвания тип II, също с различна честота. Продължителността им е приблизително 5-30 минути, а честотният диапазон е 200-30 MHz. Взривът се генерира от ударна вълна, движеща се със скорост v ~ 108 cm/s, която възниква в резултат на разширяване на газа по време на силно изригване. В предната част на тази вълна се образуват плазмени вълни. След това, както в случая на радиоизбухвания тип III, те частично се трансформират в електромагнитни вълни. Сходството на радиоимпулсите от тип II и III се подчертава от факта, че импулсите се характеризират с излъчване при два хармоника. Докато избухналата ударна вълна се разпространява в междупланетното пространство, тя продължава да генерира радиоизбухване от тип II на вълни в хектометричен и километричен диапазон. Когато силна ударна вълна достигне върха на короната, се появява непрекъснато радиоизлъчване в широк диапазон от честоти - радиоизлъчване от тип IV. Той е подобен на радиоизбухвания тип V, но се различава от последния по по-голямата си продължителност (понякога до няколко часа). Радиоизлъчването от тип IV се генерира от субрелативистични електрони в плътни плазмени облаци със собствено магнитно поле, които се отнасят 17

в горните слоеве на короната. Обикновено радиоизточниците от тип IV се издигат в короната със скорост от няколкостотин km/s и могат да бъдат проследени до височина от 5 слънчеви радиуса над фотосферата. Изригванията, които са свързани с интензивни сантиметрови изблици и радиоизлъчване от тип II и IV на метрови вълни, често са придружени от геофизични ефекти - увеличаване на интензивността на протонните потоци в околоземното пространство, прекратяване на късовълновите радиокомуникации през полярните региони, геомагнитни бури и др. Радиоизлъчванията в широк диапазон от честоти могат да се използват за прогнозиране на тези ефекти в краткосрочен план. Почти всички от горните видове изблици имат разнообразна фина структура. Изброените видове изблици не се ограничават до слънчево радиоизлъчване, но компонентите, описани по-горе, са основните. В съответствие с разпоредбите на Международния съюз по телекомуникации (ITU) радиовълните са разделени на диапазони от 0,3·10N Hz до 3·10N Hz, където N е номерът на диапазона. Руският GOST 24375-80 почти напълно повтаря тази класификация. Трябва да се отбележи, че тази класификация не се използва широко. Радиоизлъчването на Слънцето съответства на ленти 8-11, които се използват широко в практиката на телевизионното и радиоразпръскване, радиокомуникациите, навигацията, личните комуникации, местоположението и др. Трябва да се отбележи, че тази класификация не се използва широко. Таблица 4 – Класификация на радиовълните съгласно разпоредбите на ITU и GOST 24375-80 Диапазон N - Диапазон Име на диапазона Име на диапазона Обозначаване на дължини на вълните на енергийни вълнови честоти ITU честоти фотонни вълни 1 – ELF 10 - 100 Mm Декамегаметър 3 - 30 Hz Изключително ниска ( ELF) 12,4 - 124 feV 2 – SLF 1 - 10 Mm Мегаметър 30 ​​- 300 Hz Ултра-нисък (ELF) 124 feV - 1,24 peV 3 – ULF 100 - 1000 км Хектокилометър 300 - 3000 Hz Инфра-нисък (ULF) 1,24 - 12,4 peV 4 – VLF 10 - 100 km Мириаметър 3 - 30 kHz Много нисък (VLF) 12,4 - 124 peF 5 – LF 1 - 10 km Километър 30 ​​- 300 kHz Нисък (LF) 124 peF - 1,24 neF 6 – MF 100 - 1000 m Хектометрична честота 300 - 3000 kHz Средна (MF) 1,24 - 12,4 neF 7 – HF 10 - 100 m Декаметър 3 - 30 MHz Висока (HF) 12,4 - 124 neF Много висока 8 – VHF 1 - 10 m Метър 30 ​​- 300 MHz 124 neF - 1.24 µEF (VHF) 300 - 3000 Ultra High 9 - UHF 10 cm - 1 m Дециметър 1.24 - 12.4 µef MHz (UHF) 10 - SHF 10 - 100 mm сантиметров 3 - 30 GHz ултрависоко (микровавна) 12,4 - 124 µef изключително много висок 124 µeF - 11 – EHF 1 - 10 mm Милиметър 30 ​​- 300 GHz (EHF) 1,24 meF 300 - 3000 12 – THF 0,1 - 1 mm Децимилиметър Хипер-висок 1,24 - 12,4 meF GHz Класификацията, приета от IEEE, е широко използвана в света. Институт на инженерите по електротехника и електроника - IEEE Institute of Electrical and Electronics Engineers] е международна асоциация с нестопанска цел на специалисти в областта на технологиите. IEEE се появява през 1963 г. в резултат на сливането на Института на радиоинженерите [от англ. Институт на радиоинженерите, IRE], създаден през 1912 г. и Американския институт по инженерство

електроинженери [от англ. Американски институт на електроинженерите, AIEE], създаден през 1884 г. Основната цел на IEEE е информационна и материална подкрепа на специалисти за организация и развитие научна дейноств областта на електротехниката, електрониката, компютърното инженерство и информационните науки, прилагане на техните резултати в полза на обществото, както и професионално израстване на членовете на IEEE, разпространение на информация за най-новите изследвания и разработки в радиоелектрониката и електротехниката. Таблица 5 – IEEE Класификация на обхвата на радиовълните Обхват на обхвата Етимология на честотните дължини на вълните HF Eng. Висока честота 3-30 MHz 10-100 m P английски Предишен По-малко от 300 MHz Повече от 1m VHF Eng. Много висока честота 50-330 MHz 0,9-6 m UHF английски Свръхвисока честота 300-1000 MHz 0.3-1 m L Eng. Дълъг 1-2 GHz 15-30 cm S английски Къс 2-4 GHz 7.5-15 cm C инж. Компромис 4-8 GHz 3,75-7,5 cm X 8-12 GHz 2,5-3,75 cm KU английски Unter K 12-18 GHz 1.67-2.5 cm K немски Kurz - къс 18-27 GHz 1.11-1.67 cm KA английски. Abode K 27-40 GHz 0,75-1,11 cm mm 40-300 GHz 0,1-7,5 cm V 40-75 GHz 0,4-7,5 mm W 75-110 GHz 0,27-0,4 mm На пръв поглед класификацията на радиовълните според IEEE не е толкова систематичен, колкото класификацията според ITU, но е по-удобен в областта на микровълните и идва от практиката. Например, X-обхватът е честотен диапазон от сантиметрови дължини на вълните, използвани за наземни и сателитни радиокомуникации. Дефиницията на IEEE се простира от 8 до 12 GHz (3,75 до 2,5 cm), въпреки че в сателитните комуникации тя е „изместена“ към C-обхвата и се намира приблизително между 7 и 10,7 GHz. По време на Втората световна война X-обхватът е класифициран и затова е наречен X-обхват. 19

3. Слънчева инсолация на горната граница на земната атмосфера Най-важният параметър, който определя физическите условия на планетите от Слънчевата система, е количеството енергия, получено от Слънцето, което се характеризира със слънчевата константа S0. За планетата Земя промяната в стойността на слънчевата константа през последните 35 години е показана на фигурата. Фигура 9 – Промяна в стойността на слънчевата константа през последните 35 години. От фигурата следва, че стойността на слънчевата константа за Земята е в диапазона 1367±0,13 W/m² и има период на изменение от около 11 години. Червеният цвят показва осреднение за месец, черният – за година. Слънчевата константа се определя за всяка планета в Слънчевата система и е характеристика на количеството слънчева енергия, пристигаща за единица време върху единица площ, перпендикулярна на слънчевите лъчи на средното разстояние на планетата от Слънцето. Инсолацията е потокът от слънчева радиация, падаща върху една хоризонтална област за даден период от време (): ∫ () (4) Инсолацията на горната граница на земната атмосфера определя количеството енергия, идваща от Слънцето на различни географски ширини и по различно време на годината. Потокът на слънчевата енергия на горната граница на атмосферата се определя по формулата () () (5) където е потокът към единица площ, перпендикулярна на посоката на слънчевата радиация на горната граница на атмосферата, θ е зенитът ъгъл на Слънцето във въпросната точка и във въпросния момент. Ако вземем предвид, че разстоянието между Земята и Слънцето се променя, когато Земята се движи по своята орбита, можем да запишем (6) където r0 и r са средните и моментните разстояния на Земята от Слънцето. 20

Относителното изменение на слънчевия поток на горната граница на земната атмосфера (()) за различните месеци от годината е представено в таблицата. Таблица 6 - Относителни промени в слънчевия поток по месеци Номер на месеца 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 в година d, % 3.4 2.8 1.8 0.2 -1.5 -2.8 -3 .5 -3.1 -1.7 -0.3 1.6 1.8 It От таблицата следва, че Земята получава повече енергия от Слънцето през зимата, отколкото през лятото. Земята е по-близо до Слънцето през зимата, отколкото през лятото и следователно получава почти 7% повече енергия. Общата слънчева енергия, пристигаща на ден на едно място, може да се определи въз основа на израза [ ()], (7) където H е половината от дневните часове, т.е. от изгрев и залез до обяд; ω – ъглова скороствъртене на Земята; φ – географска ширина; δ – деклинация на Слънцето. Резултатите от изчисленията на общата слънчева енергия, пристигаща на ден в едно място на горната граница на атмосферата, в зависимост от географската ширина и деня от годината, са показани на фигурата. Фигура 10 – Ежедневни количества слънчева енергия, пристигащи в една област на горната граница на атмосферата, в зависимост от географската ширина и времето на годината (Ку-Нан Лиоу, Основи на радиационните процеси в атмосферата. Л.: Гидрометеоиздат, 1984. - 376 стр.). 21

Тъй като Слънцето се доближава най-много до Земята през януари (зимата на северното полукълбо), разпределението на дневните количества слънчева енергия не е напълно равномерно. Максималната инсолация се наблюдава през лятото на полюсите, което е свързано с продължителността на светлата част на деня (24 часа). Минималното количество е нула на полюсите по време на полярните нощи. ⃰ ⃰ ⃰ Слънцето е централното тяло на Слънчевата система, повече от 99,86% от общата му маса е съсредоточена в него и е отдалечено от Земята на средно разстояние от 149 597 870 km. По земните стандарти светимостта на Слънцето е колосална и достига 3,85·1023 kW. Дори незначителна част от енергията, която облъчва земното кълбо (а това е приблизително една десетмилиардна) е десетки хиляди пъти по-мощна, отколкото могат да произведат всички електроцентрали в света. Енергията на слънчевите лъчи, падащи върху площ от 1 m2 перпендикулярно на тях на Земята, може да задейства двигател с мощност 1,4 kW, а 1 m2 от слънчевата атмосфера излъчва енергия с мощност 60 mW. Спектърът на електромагнитното излъчване от Слънцето е близък до спектъра на излъчване от напълно черно тяло с температура около 60 000 K. Дневното количество слънчева енергия, пристигащо в една област на горната граница на атмосферата, зависи от географската ширина и време на годината. Максималната инсолация на горната граница на атмосферата се наблюдава през лятото на полюсите, което е свързано с продължителността на дневните часове (24 часа), минималната инсолация настъпва на двата полюса през полярните нощи. За решаване на проблемите на дистанционното наблюдение на Земята от космоса най-важни са слънчевите електромагнитни лъчения, отразени от земни обекти в ултравиолетовата, видимата и инфрачервената част на спектъра. Повечето ултравиолетови лъчи, UVA, не се абсорбират от кислорода и озона в атмосферата и достигат земната повърхност. Ултравиолетовото UV-B лъчение се абсорбира от озона и колко от него достига до повърхността зависи от количеството озон в земната атмосфера. Ултравиолетовото лъчение (UV-C) се абсорбира от озона и кислорода в атмосферата и много малко от това лъчение достига земната повърхност. Видимата радиация навлиза в „оптическите прозорци“ и практически не се абсорбира от земната атмосфера. Чистият въздух разпръсква синята светлина малко повече от светлината при по-дълги дължини на вълната, поради което обедното небе изглежда синьо. Инфрачервеното лъчение се нарича още „топлинно“ лъчение, тъй като инфрачервеното лъчение от нагрети предмети се възприема от човешката кожа като усещане за топлина. В късовълновия поддиапазон инфрачервеното лъчение се разсейва почти по същия начин, както във видимия диапазон, като основният източник на това лъчение е Слънцето. В средния диапазон по-голямата част от радиацията се абсорбира от атмосферните компоненти (водна пара, въглероден диоксид). В далечния поддиапазон по-малко енергия се разсейва в атмосферата и основният източник на радиация е земната повърхност. В допълнение към познаването на спектралните характеристики на електромагнитното излъчване на Слънцето, достигащо до горната граница на земната атмосфера, разработчиците на космически системи за дистанционно наблюдение и потребителите на космическа информация трябва да знаят зависимостта на входящата енергия на електромагнитното излъчване от Слънцето по време и географската ширина на обекта на наблюдение. 22

Земята получава 1,36*10,24 кал топлина годишно от Слънцето. В сравнение с това количество енергия, оставащото количество лъчиста енергия, достигаща повърхността на Земята, е незначително. Така лъчистата енергия на звездите е една стомилионна от слънчевата енергия, космическата радиация е две милиардни, вътрешната топлина на Земята на нейната повърхност е една петхилядна. слънчева топлина.
Радиация от Слънцето - слънчева радиация- е основният източник на енергия за почти всички процеси, протичащи в атмосферата, хидросферата и в горните слоеве на литосферата.
Единицата за измерване на интензитета на слънчевата радиация е броят калории топлина, погълната от 1 cm2 абсолютно черна повърхност, перпендикулярна на посоката на слънчевите лъчи, за 1 минута (cal/cm2*min).

Потокът от лъчиста енергия от Слънцето, достигаща земната атмосфера, е много постоянен. Неговата интензивност се нарича слънчева константа (Io) и се приема средно за 1,88 kcal/cm2 min.
Стойността на слънчевата константа варира в зависимост от разстоянието на Земята от Слънцето и слънчевата активност. Колебанията му през годината са 3,4-3,5%.
Ако слънчевите лъчи падат вертикално навсякъде по земната повърхност, тогава при липса на атмосфера и слънчева константа от 1,88 cal/cm2*min, всеки квадратен сантиметър би получил 1000 kcal годишно. Поради факта, че Земята е сферична, това количество е намалено 4 пъти, а 1 кв. cm получава средно 250 kcal годишно.
Количеството слънчева радиация, получено от повърхността, зависи от ъгъла на падане на лъчите.
Максимално количество радиация се получава от повърхност, перпендикулярна на посоката на слънчевите лъчи, тъй като в този случай цялата енергия се разпределя върху площ със сечение, равно на напречното сечение на снопа от лъчи - а. Когато същият сноп лъчи пада под наклон, енергията се разпределя върху голяма площ(раздел c) и единица повърхност получава по-малко от него. Колкото по-малък е ъгълът на падане на лъчите, толкова по-малък е интензитетът на слънчевата радиация.
Зависимостта на интензивността на слънчевата радиация от ъгъла на падане на лъчите се изразява с формулата:

I1 = I0 * sin h,

R = Q*(1-α) - I,