Päikesekiirgus ja selle mõju inimorganismile ja kliimale. Päikesekiirguse mõju inimesele

Päike on valguse ja soojuse allikas, mida kõik elusolendid Maal vajavad. Kuid lisaks valguse footonitele kiirgab see kõva ioniseerivat kiirgust, mis koosneb heeliumi tuumadest ja prootonitest. Miks see juhtub?

Päikesekiirguse põhjused

Päikesekiirgus tekib päevasel ajal kromosfääri põletuste ajal – päikese atmosfääris toimuvate hiiglaslike plahvatuste ajal. Osa päikeseainest paiskub välja kosmosesse, moodustades kosmilisi kiiri, mis koosnevad peamiselt prootonitest ja vähesel määral heeliumi tuumadest. Need laetud osakesed jõuavad maapinnale 15-20 minutit pärast päikesepõletuse nähtavaks saamist.

Õhk lõikab ära esmase kosmilise kiirguse, tekitades kaskaadse tuumasadu, mis kõrguse vähenedes hääbub. Sel juhul sünnivad uued osakesed – pionid, mis lagunevad ja muutuvad müüoniteks. Need tungivad atmosfääri alumistesse kihtidesse ja kukuvad maapinnale, urgudes kuni 1500 meetri sügavusele. Just müüonid vastutavad sekundaarse kosmilise kiirguse ja inimest mõjutava looduskiirguse tekke eest.

Päikesekiirguse spekter

Päikesekiirguse spekter hõlmab nii lühi- kui ka pikalainealasid:

gammakiired;
röntgenikiirgus;
UV-kiirgus;
nähtav valgus;
infrapunakiirgus.

Üle 95% päikesekiirgusest langeb "optilise akna" piirkonda - spektri nähtavale osale koos külgnevate ultraviolett- ja infrapunalainete piirkondadega. Kui nad läbivad atmosfääri kihte, nõrgeneb päikesekiirte mõju – kõik ioniseeriv kiirgus Maa atmosfäär blokeerib röntgenikiirguse ja peaaegu 98% ultraviolettkiirgusest. Nähtav valgus jõuab maapinnale praktiliselt kadudeta ja infrapunakiirgus, kuigi neid neelavad osaliselt ka õhus olevad gaasimolekulid ja tolmuosakesed.

Sellega seoses ei too päikesekiirgus märgatavat kasvu radioaktiivne kiirgus Maa pinnal. Päikese panus koos kosmiliste kiirtega aasta kogukiirgusdoosi kujunemisse on vaid 0,3 mSv/aastas. Kuid see on keskmine väärtus; tegelikult on maapinnale langeva kiirguse tase erinev ja sõltub sellest geograafiline asukoht maastik.

Kus on päikese ioniseeriv kiirgus kõige suurem?

Kosmiliste kiirte suurim võimsus registreeritakse poolustel ja vähim ekvaatoril. Selle põhjuseks on asjaolu, et Maa magnetväli suunab kosmosest langevad laetud osakesed pooluste poole. Lisaks suureneb kiirgus kõrgusega - 10 kilomeetri kõrgusel merepinnast suureneb selle indikaator 20-25 korda. Kõrgmägede elanikud puutuvad kokku suuremate päikesekiirguse doosidega, kuna mägede atmosfäär on õhem ja päikeselt tulevate gamma kvantide ja elementaarosakeste voogude kaudu tungivad need kergemini läbi.

Tähtis. Kiirgustasemed kuni 0,3 mSv/h ei avalda tõsist mõju, kuid doosiga 1,2 μSv/h on soovitatav alalt lahkuda, hädaolukorras viibida selle territooriumil mitte kauem kui kuus kuud. Kui näidud ületavad kaks korda seda, peaksite piirama selles piirkonnas viibimist kolme kuuga.

Kui merepinna kohal on kosmilise kiirguse aastane doos 0,3 mSv/aastas, siis kõrguse tõusuga iga saja meetri järel suureneb see näitaja 0,03 mSv/aastas. Pärast mõningaid väikeseid arvutusi võime järeldada, et nädalane puhkus mägedes 2000 meetri kõrgusel annab 1 mSv kiirguse aastas ja annab peaaegu poole aastasest kogunormist (2,4 mSv aastas).

Selgub, et mägede elanikud saavad aastas tavapärasest kordades suurema kiirgusdoosi ning peaksid leukeemiat ja vähki põdema sagedamini kui tasandikel elavad inimesed. Tegelikult pole see tõsi. Vastupidi, mägipiirkondades on nendesse haigustesse suremus madalam ja osa elanikkonnast on pikaealine. See kinnitab tõsiasja, et pikaajaline viibimine kõrge kiirgusaktiivsusega kohtades ei mõjuta negatiivne mõju inimese kehal.

Päikesekiired – suur kiirgusoht

Päikesepursked on suureks ohuks inimestele ja kogu elule Maal, kuna päikesekiirguse vootihedus võib ületada kosmilise kiirguse tavataseme tuhat korda. Nii seostas silmapaistev nõukogude teadlane A. L. Tšiževski päikeselaikude tekkeperioode tüüfuse (1883–1917) ja koolera (1823–1923) epideemiatega Venemaal. Tema koostatud graafikute põhjal ennustas ta juba 1930. aastal ulatusliku koolerapandeemia teket aastatel 1960–1962, mis sai alguse 1961. aastal Indoneesiast ja levis seejärel kiiresti teistesse Aasia, Aafrika ja Euroopa riikidesse.

Tänaseks on kogutud hulgaliselt andmeid, mis näitavad seost päikese aktiivsuse üheteistkümneaastaste tsüklite ja haiguspuhangute vahel, samuti putukate, imetajate ja viiruste massilise rände ning kiire paljunemise aastaaegadega. Hematoloogid on avastanud südameatakkide ja insultide arvu tõusu päikese maksimaalse aktiivsuse perioodidel. Selline statistika on tingitud asjaolust, et sel ajal suureneb inimeste verehüübimine ja kuna südamehaigustega patsientidel on kompenseeriv aktiivsus maha surutud, tekivad selle töös talitlushäired, sealhulgas südamekoe nekroos ja aju hemorraagia.

Suuri päikesepurskeid ei esine nii sageli – kord 4 aasta jooksul. Sel ajal suureneb päikeseplekkide arv ja suurus ning päikesekroonis moodustuvad võimsad koronaalsed kiired, mis koosnevad prootonitest ja vähesel määral alfaosakestest. Astroloogid registreerisid oma võimsaima voolu 1956. aastal, kui kosmilise kiirguse tihedus maapinnal suurenes 4 korda. Sellise päikese aktiivsuse teine tagajärg oli Polaartuled, salvestatud Moskvas ja Moskva piirkonnas 2000. aastal.

Kuidas end kaitsta?

Muidugi pole mägedes suurenenud taustkiirgus põhjus mägedesse sõitmisest keelduda. Küll aga tasub mõelda ohutusmeetmetele ja minna reisile kaasaskantava radiomeetriga, mis aitab kiirgustaset kontrolli all hoida ja vajadusel piirab ohtlikes piirkondades viibimise aega. Piirkonnas, kus arvesti näidud näitavad ioniseerivat kiirgust 7 µSv/h, ei tohiks viibida kauem kui üks kuu.

Päike (astro. ☉) on Päikesesüsteemi ainus täht. Teised selle süsteemi objektid tiirlevad ümber Päikese: planeedid ja nende satelliidid, kääbusplaneedid ja nende satelliidid, asteroidid, meteoroidid, komeedid ja kosmiline tolm.

Päikese sisemine struktuur

Meie Päike on tohutu helendav gaasipall, mille sees toimuvad keerulised protsessid ja selle tulemusena vabaneb pidevalt energiat. Päikese sisemahu võib jagada mitmeks piirkonnaks; neis sisalduv aine erineb oma omadustelt ning energia jaotus toimub erinevate füüsikaliste mehhanismide kaudu. Saame nendega tuttavaks, alustades päris keskelt.

Päikese keskosas on tema energiaallikas ehk piltlikult öeldes see “pliit”, mis soojendab ja ei lase jahtuda. Seda piirkonda nimetatakse tuumaks. Väliskihtide raskuse all surutakse Päikese sees olev aine kokku ja mida sügavamale, seda tugevam. Selle tihedus suureneb keskpunkti suunas koos rõhu ja temperatuuri tõusuga. Südamikus, kus temperatuur ulatub 15 miljoni kelvinini, vabaneb energia.

See energia vabaneb kergete keemiliste elementide aatomite liitumisel raskemateks aatomiteks. Päikese sügavustes moodustub neljast vesinikuaatomist üks heeliumiaatom. See on see kohutav energia, mida inimesed on õppinud plahvatuse ajal vabastama. vesinikupomm. On lootust, et lähitulevikus saab inimene õppida seda kasutama rahumeelsetel eesmärkidel(2005. aastal teatasid uudistevood esimese rahvusvahelise termotuumasünteesi reaktor Prantsusmaal).

Tuuma raadius ei ületa veerandit Päikese koguraadiusest. Pool päikese massist on aga koondunud selle ruumalasse ja vabaneb peaaegu kogu energia, mis toetab Päikese sära. Kuid kuuma südamiku energia peab kuidagi pääsema väljapoole, Päikese pinnale. Olemas erinevaid viise energiaülekanne sõltuvalt füüsilised tingimused keskkond, nimelt: kiirgusülekanne, konvektsioon ja soojusjuhtivus. Soojusjuhtivus ei mängi selles suurt rolli energiaprotsessid Päikesel ja tähtedel, samas kui kiirgus- ja konvektiivtransport on väga olulised.

Vahetult tuuma ümber algab kiirgusenergia ülekande tsoon, kus see levib aine - kvantide - valguse osa neeldumise ja emissiooni kaudu. Tihedus, temperatuur ja rõhk vähenevad tuumast eemaldudes ning energia voolab samas suunas. Üldiselt on see protsess äärmiselt aeglane. Kvantidel kulub Päikese keskpunktist fotosfääri jõudmiseks palju tuhandeid aastaid: lõppude lõpuks muudavad kvantid uuesti kiirgades pidevalt suunda, liikudes tagasi peaaegu sama sageli kui edasi.

Gamma kvantid sünnivad Päikese keskel. Nende energia on miljoneid kordi suurem kui nähtava valguse kvantide energia ja nende lainepikkus on väga lühike. Teel läbivad kvantid hämmastavaid muutusi. Eraldi kvant neeldub esmalt mõnes aatomis, kuid kiirgab see kohe uuesti tagasi; Kõige sagedamini ei ilmu sel juhul mitte üks eelnev kvant, vaid kaks või enam. Vastavalt energia jäävuse seadusele nende koguenergia säilib ja seetõttu igaühe energia väheneb. Nii tekivad madalamate ja madalamate energiate kvantid. Tundub, et võimsad gammakiired jagunevad vähem energilisteks kvantideks – kõigepealt röntgenikiirgus, seejärel ultraviolettkiirgus ja

lõpuks nähtavad ja infrapunakiired. Lõpuks suurim arv energiat, mida päike kiirgab nähtav valgus, ja pole juhus, et meie silmad on selle suhtes tundlikud.

Nagu me juba ütlesime, kulub kvantil väga kaua aega, et tungida läbi tiheda päikeseaine väljapoole. Nii et kui Päikese sees olev "pliit" äkki kustuks, saaksime sellest teada alles miljoneid aastaid hiljem. Oma teel läbi sisemiste päikesekihtide satub energiavoog piirkonda, kus gaasi läbipaistmatus suureneb oluliselt. See on Päikese konvektiivtsoon. Siin ei kandu energia üle mitte kiirguse, vaid konvektsiooni teel.

Mis on konvektsioon?

Kui vedelik keeb, segatakse. Gaas võib käituda samamoodi. Suured kuuma gaasi vood tõusevad ülespoole, kus nad annavad soojust keskkond ja jahutatud päikesegaas laskub alla. Päikeseaine näib keevat ja segavat. Konvektiivne tsoon algab tsentrist ligikaudu 0,7 raadiuses ja ulatub peaaegu Päikese kõige nähtavama pinnani (fotosfäärini), kus peamise energiavoo ülekanne muutub taas kiirgavaks. Kuid inertsi tõttu tungivad siia ikkagi kuumad voolud sügavamatest konvektiivsetest kihtidest. Vaatlejatele hästi tuntud granulatsioonimuster Päikese pinnal on konvektsiooni nähtav ilming.

Päikese konvektiivne tsoon

Radioaktiivne tsoon moodustab umbes 2/3 Päikese siseläbimõõdust ja raadius on umbes 140 tuhat km. Keskmest eemaldudes kaotavad footonid kokkupõrke mõjul oma energia. Seda nähtust nimetatakse konvektsiooninähtuseks. See meenutab protsessi, mis toimub keevas veekeetjas: kütteelemendist tulev energia on palju suurem kui juhtivuse teel eemaldatav energia. Kuum vesi, mis asub tule lähedal, tõuseb üles ja külmem langeb. Seda protsessi nimetatakse kokkuleppeks. Konvektsiooni tähendus on see, et tihedam gaas jaotub üle pinna, jahtub ja läheb uuesti keskele. Segamisprotsess Päikese konvektiivtsoonis toimub pidevalt. Vaadates läbi teleskoobi Päikese pinnale, on näha selle teralist struktuuri – granulatsioone. Tundub, et see on valmistatud graanulitest! See on tingitud fotosfääri all toimuvast konvektsioonist.

Päikese fotosfäär

Õhuke kiht (400 km) - Päikese fotosfäär, asub otse konvektiivtsooni taga ja kujutab endast Maalt nähtavat "päris päikesepinda". Fotosfääris olevaid graanuleid pildistas esmakordselt prantslane Janssen 1885. aastal. Keskmise graanuli suurus on 1000 km, see liigub kiirusega 1 km/s ja eksisteerib ligikaudu 15 minutit. Fotosfääri tumedaid moodustisi võib täheldada ekvatoriaalosas ja seejärel need nihkuvad. Selliste täppide eripäraks on tugevad magnetväljad. Ja tume värvus saadakse ümbritseva fotosfääri madalama temperatuuri tõttu.

Päikese kromosfäär

Päikese kromosfäär (värviline kera) on päikese atmosfääri tihe kiht (10 000 km), mis asub otse fotosfääri taga. Kromosfääri on fotosfääri lähedase asukoha tõttu üsna problemaatiline jälgida. Kõige paremini on näha, kui Kuu katab fotosfääri, s.t. päikesevarjutuste ajal.

Päikese paistvus on tohutu vesiniku emissioon, mis meenutab pikki helendavaid filamente. Prominentsed tõusevad tohututesse kaugustesse, ulatudes Päikese läbimõõduni (1,4 mm km), liiguvad kiirusega umbes 300 km/sek ja temperatuur ulatub 10 000 kraadini.

Päikese kroon

Päikese kroon on Päikese atmosfääri välimine ja laiendatud kiht, mis pärineb kromosfääri kohalt. Päikesekrooni pikkus on väga pikk ja ulatub mitme päikese läbimõõduni. Teadlased pole veel saanud selget vastust küsimusele, millega see täpselt lõpeb.

Päikesekrooni koostis on haruldane, tugevalt ioniseeritud plasma. See sisaldab raskeid ioone, heeliumi tuumaga elektrone ja prootoneid. Krooni temperatuur ulatub Päikese pinna suhtes 1–2 miljoni kraadini K.

Päikesetuul on aine (plasma) pidev väljavool päikeseatmosfääri väliskestast. See koosneb prootonitest, aatomituumadest ja elektronidest. Päikesetuule kiirus võib vastavalt Päikesel toimuvatele protsessidele kõikuda vahemikus 300 km/s kuni 1500 km/sek. Päikesetuul levib kogu päikesesüsteemis ja suheldes sellega magnetväli Maa põhjustab erinevaid nähtusi, millest üks on virmalised.

Päikesest lähtuv kiirgus

Päike kiirgab oma energiat kõigil lainepikkustel, kuid erineval viisil. Ligikaudu 44% kiirgusenergiast on spektri nähtavas osas ja maksimum vastab kollakasrohelisele värvusele. Umbes 48% Päikese kaotatud energiast kanduvad minema lähi- ja kauge infrapunakiired. Gamma-, röntgen-, ultraviolett- ja raadiokiirgus moodustavad vaid umbes 8%.

Päikesekiirguse nähtav osa, kui seda spektrianalüüsi instrumentidega uurida, osutub ebahomogeenseks – spektris on täheldatud J. Fraunhoferi poolt 1814. aastal esmakordselt kirjeldatud neeldumisjooni. Need jooned tekivad siis, kui teatud lainepikkusega footonid neelavad Päikese atmosfääri ülemiste, suhteliselt külmade kihtide erinevate keemiliste elementide aatomid. Spektraalanalüüs võimaldab saada teavet Päikese koostise kohta, kuna teatud spektrijoonte komplekt iseloomustab eranditult täpselt keemiline element. Näiteks ennustati Päikese spektri vaatlusi kasutades heeliumi avastamist, mis hiljem Maal isoleeriti.

Kiirguse tüübid

Vaatluste käigus leidsid teadlased, et Päike on võimas raadiokiirguse allikas. Raadiolained tungivad planeetidevahelisse ruumi ja neid kiirgavad kromosfäär (sentimeetrilained) ja koroona (detsimeeter- ja meetrilained). Päikese raadiokiirgusel on kaks komponenti – konstantne ja muutuv (pursked, “müratormid”). Tugevate päikesepõletuste ajal suureneb Päikese raadiokiirgus tuhandeid ja isegi miljoneid kordi võrreldes vaikse Päikese raadiokiirgusega. See raadiokiirgus on olemuselt mittetermiline.

Röntgenikiirgus tuleb peamiselt kromosfääri ja korona ülemistest kihtidest. Kiirgus on eriti tugev päikese maksimaalse aktiivsuse aastatel.

Päike ei kiirga mitte ainult valgust, soojust ja kõiki muid tüüpe elektromagnetiline kiirgus. See on ka osakeste – kehakeste – pideva voolu allikas. Neutriinod, elektronid, prootonid, alfaosakesed ja raskemad aatomituumad moodustavad koos Päikese korpuskulaarse kiirguse. Märkimisväärse osa sellest kiirgusest moodustab enam-vähem pidev plasma väljavool – päikesetuul, mis on päikeseatmosfääri väliskihtide – päikesekrooni – jätk. Selle pidevalt puhuva plasmatuule taustal on Päikese üksikud piirkonnad rohkem suunatud, tõhustatud nn korpuskulaarsete voogude allikad. Tõenäoliselt on need seotud päikesekrooni eriliste piirkondadega - koroonaaukudega ja võib-olla ka Päikese pikaealiste aktiivsete piirkondadega. Lõpuks on kõige võimsamad lühiajalised osakeste, peamiselt elektronide ja prootonite vood seotud päikesepõletustega. Kõige võimsamate sähvatuste tulemusena võivad osakesed omandada kiirused, mis moodustavad märgatava murdosa valguse kiirusest. Nii suure energiaga osakesi nimetatakse päikesekosmilisteks kiirteks.

Päikese korpuskulaarsel kiirgusel on tugev mõju Maal ja eelkõige selle atmosfääri ülemistel kihtidel ja magnetväljal, põhjustades palju geofüüsikalisi nähtusi. Alates kahjulik mõju Päikese kiirgus kaitseb meid Maa magnetosfääri ja atmosfääri eest.

Päikesekiirguse intensiivsus

Äärmiselt kõrge temperatuuriga Päike on väga tugev kiirgusallikas. Päikesekiirguse nähtaval ulatusel on suurim kiirgusintensiivsus. Samal ajal jõuab see ka Maale suur hulk nähtamatu spekter. Päikese sees toimuvad protsessid, mille käigus sünteesitakse vesinikuaatomitest heeliumi aatomeid. Neid protsesse nimetatakse tuumasünteesi protsessideks, nendega kaasneb vabanemine tohutu hulk energiat. See energia paneb Päikese soojenema temperatuurini 15 miljonit kraadi Celsiuse järgi (sisemises osas).

Päikese pinnal (fotosfääril) ulatub temperatuur 5500 °C-ni. Sellel pinnal kiirgab Päike energiat 63 MW/m². Ainult väike osa sellest kiirgusest jõuab Maa pinnale, mis võimaldab inimkonnal meie planeedil mugavalt eksisteerida. Keskmise intensiivsusega Maa atmosfääri kiirgus on ligikaudu 1367 W/m². See väärtus võib kõikuda 5% piires tänu sellele, et mööda elliptilist orbiiti liikudes eemaldub Maa aastaringselt Päikesest erinevatel kaugustel. Väärtust 1367 W/m² nimetatakse päikesekonstandiks.

Päikeseenergia Maa pinnal

Maa atmosfäär ei lase kogu päikeseenergial läbi minna. Maa pind ei ulatu üle 1000 W/m2. Osa energiast neeldub, osa peegeldub atmosfääri kihtides ja pilvedes. Atmosfääri kihtides hajub suur hulk kiirgust, mille tulemusena tekib hajutatud kiirgus (hajutatud). Maa pinnal peegeldub ka osa kiirgusest ja muutub hajutatud kiirguseks. Hajus- ja otsese kiirguse summat nimetatakse kogu päikesekiirguseks. Hajutatud kiirgus võib ulatuda 20 kuni 60%.

Maa pinnale jõudva energia hulka mõjutavad ka geograafiline laiuskraad ja aastaaeg. Meie planeedi poolusi läbiv telg on Päikese orbiidi suhtes 23,5° kallutatud. Märtsi vahel

septembrini päikesevalgus rohkem langeb põhjapoolkeral, ülejäänud aja lõunapoolkeral. Seetõttu on päeva pikkus suvel ja talvine aeg erinev. Piirkonna laiuskraad mõjutab päevavalguse pikkust. Mida põhja poole, seda kauem suveaeg ja vastupidi.

Päikese evolutsioon

Eeldatakse, et Päike sündis kokkusurutud gaasi ja tolmu udukogus. On vähemalt kaks teooriat selle kohta, mis käivitas udukogu esialgse kokkutõmbumise. Neist ühe järgi eeldatakse, et üks meie galaktika spiraalharu läbis meie kosmosepiirkonna umbes 5 miljardit aastat tagasi. See võib põhjustada kerget kokkusurumist ja viia gaasi-tolmu pilves raskuskeskmete moodustumiseni. Tõepoolest, me näeme praegu üsna palju noori tähti ja hõõguvaid gaasipilvi piki spiraalharusid. Teine teooria viitab sellele, et kusagil läheduses (muidugi universumi mastaabis) plahvatas iidne massiivne supernoova. Saadud lööklaine võib olla piisavalt tugev, et algatada tähtede moodustumine "meie" gaasi-tolmu udukogus. Seda teooriat toetab tõsiasi, et meteoriite uurivad teadlased on avastanud päris palju elemente, mis võisid tekkida supernoova plahvatuse käigus.

Veelgi enam, kui selline kolossaalne mass (2 * 1030 kg) gravitatsioonijõudude mõjul kokku suruti, soojendas see end siserõhuga tugevalt temperatuurini, mille juures võisid selle keskel alata termotuumareaktsioonid. Keskosas on Päikese temperatuur 15 000 000 K ja rõhk ulatub sadade miljardite atmosfäärideni. Nii süüdati vastsündinud täht (mitte segi ajada uute tähtedega).

Päike koosnes oma elu alguses peamiselt vesinikust. See on vesinik, mis muutub termotuumareaktsioonide käigus heeliumiks, vabastades Päikesest eralduva energia. Päike kuulub tähetüüpi, mida nimetatakse kollaseks kääbuseks. See on põhijada täht ja kuulub spektriklassi G2. Üksiku tähe mass määrab üsna selgelt tema saatuse. Tema eluea jooksul (~5 miljardit aastat) põles meie tähe keskpunktis, kus temperatuur on üsna kõrge, umbes pool kogu seal olevast vesinikust. Ligikaudu sama palju aega, 5 miljardit aastat, jääb Päikesel elada sellisel kujul, millega oleme harjunud.

Pärast seda, kui tähe keskel olev vesinik saab otsa, suureneb Päike suurus ja muutub punaseks hiiglaseks. Sellel on Maale dramaatiline mõju: temperatuur tõuseb, ookeanid keevad, elu muutub võimatuks. Pärast seda, kui "kütus" on täielikult ammendatud ja tal pole enam jõudu punase hiiglase välimisi kihte hoida, lõpetab meie täht oma elu valge kääbusena, rõõmustades tuleviku tundmatuid maaväliseid astronoome uue planetaarse udukoguga, mille kuju võib planeetide mõju tõttu osutuda väga veidraks.

Päikese surm aja järgi

Vaid 1,1 miljardi aasta pärast suurendab täht oma heledust 10%, mis toob kaasa Maa tugeva kuumenemise.
3,5 miljardi aastaga suureneb heledus 40%. Ookeanid hakkavad aurustuma ja kogu elu Maal lõpeb.
5,4 miljardi aasta pärast saab tähe tuumas kütus – vesinik – otsa. Päikese suurus hakkab suurenema väliskesta vähenemise ja südamiku kuumenemise tõttu.
7,7 miljardi aasta pärast muutub meie täht punaseks hiiglaseks, sest suureneb 200 korda, tänu sellele neeldub planeet Merkuur.
Lõpuks, 7,9 miljardi aasta pärast, muutuvad tähe välimised kihid nii õhukeseks, et lagunevad udukoguks ja keskel endine Päike tuleb väike objekt - valge kääbus. Nii saab meie eksistents otsa Päikesesüsteem. Kõik pärast kokkuvarisemist alles jäänud ehituselemendid ei lähe kaduma, need saavad aluseks uute tähtede ja planeetide sünnile.

Kõige tavalisemad tähed universumis on punased kääbused. See on suuresti tingitud nende väikesest massist, mis võimaldab neil elada väga kaua, enne kui valgeteks kääbusteks saavad.
Peaaegu kõigil tähtedel universumis on sama keemiline koostis ja tuumasünteesi reaktsioon toimub igas tähes ja on peaaegu identne, määrates ainult kütuse varu.
Nagu me teame, on neutrontähed nagu valge kääbus üks tähtede evolutsiooni lõppprotsesse, mis tekivad suures osas pärast supernoova plahvatust. Kui varem oli sageli raske eristada valget kääbust neutrontähest, siis nüüd on teleskoope kasutavad teadlased leidnud neis erinevusi. Neutrontäht kogub enda ümber rohkem valgust ja seda on infrapunateleskoopide abil lihtne näha. seas kaheksas koht huvitavaid fakte tähtede kohta.
Tänu oma uskumatule massile, vastavalt üldine teooria Vastavalt Einsteini relatiivsusteooriale on must auk tegelikult ruumi painutus, nii et kõik selle gravitatsiooniväljas surutakse selle poole. Musta augu gravitatsiooniväli on nii tugev, et isegi valgus ei pääse sellest välja.
Teadaolevalt võib tähe kütusekulu lõppedes täht kasvada rohkem kui 1000 korda, seejärel muutub see valgeks kääbuseks ja reaktsioonikiiruse tõttu plahvatab. Seda reaktsiooni tuntakse paremini kui supernoova. Teadlased viitavad sellele, et selle pika protsessi tõttu tekivad sellised salapärased mustad augud.
Paljud tähed, mida me öötaevas näeme, võivad paista vaid ühe valguse pilguna. See ei ole aga alati nii. Enamik tähti, mida me taevas näeme, on tegelikult kaks tähesüsteemi või kaksiktähesüsteemi. Nad on lihtsalt kujuteldamatult kaugel ja meile tundub, et me näeme ainult ühte valguskübarat.
Kõige lühema elueaga tähed on kõige massiivsemad. Nad esindavad suurt massi keemilised ained ja põletavad kütust tavaliselt palju kiiremini.
Hoolimata sellest, et mõnikord tundub meile, et Päike ja tähed sädelevad, pole see tegelikult nii. Virvendusefekt on ainult tähe valgus, mis hetkel läbib Maa atmosfääri, kuid pole veel meie silmadeni jõudnud. Kolmas koht kõige huvitavamate faktide hulgas staaride kohta.
Kaugused, mis on seotud tähe asukoha hindamisega, on kujuteldamatult suured. Vaatleme näidet: Maale lähim täht on umbes 4,2 valgusaasta kaugusel ja selleni jõudmiseks kulub isegi meie kiireimal laeval umbes 70 000 aastat.
Kõige lahedam teadaolev täht on pruun kääbus CFBDSIR 1458+10B, mille temperatuur on vaid umbes 100 °C. Kuum teadaolev täht on sinine superhiiglane, mis asub aastal Linnutee nimega "Zeta Puppis" on selle temperatuur üle 42 000 °C.

Kõige olulisem allikas, millest Maa pind ja atmosfäär saavad soojusenergiat, on Päike. See saadab kosmilisse ruumi kolossaalsel hulgal kiirgusenergiat: termilist, valgust, ultraviolettkiirgust. Päikese poolt väljastatud elektromagnetlained levivad kiirusega 300 000 km/s.

Küte sõltub päikesevalguse langemisnurgast maa pind. Kõik päikesekiired saabuvad Maa pinnale üksteisega paralleelselt, kuid kuna Maa on sfääriline, siis langevad päikesekiired selle pinna eri osadele erinevate nurkade all. Kui Päike on seniidis, langevad selle kiired vertikaalselt ja Maa soojeneb rohkem.

Kogu Päikese poolt saadetud kiirgusenergia kogumit nimetatakse päikesekiirgus, seda väljendatakse tavaliselt kalorites pindalaühiku kohta aastas.

Päikesekiirgus määrab temperatuuri režiim Maa õhutroposfäär.

Tuleb märkida, et kokku päikesekiirgus on enam kui kaks miljardit korda suurem kui Maale vastuvõetud energia hulk.

Maapinnale jõudev kiirgus koosneb otsesest ja hajusast.

Nimetatakse kiirgust, mis tuleb Maale otse Päikeselt otsese päikesevalguse kujul pilvitu taeva all sirge. See kannab kõige rohkem soojust ja valgust. Kui meie planeedil poleks atmosfääri, saaks maapind ainult otsest kiirgust.

Kuid atmosfääri läbides hajub ligikaudu veerand päikesekiirgusest gaasimolekulide ja lisandite kaudu ning kaldub otseteelt kõrvale. Mõned neist jõuavad Maa pinnale, moodustades hajutatud päikesekiirgus. Tänu hajutatud kiirgusele tungib valgus kohtadesse, kuhu otsene päikesevalgus (otsene kiirgus) ei tungi. See kiirgus loob päevavalgust ja annab taevale värvi.

Kogu päikesekiirgus

Kõik Maale jõudvad päikesekiired on kogu päikesekiirgus, st otsese ja hajutatud kiirguse kogusumma (joonis 1).

Riis. 1. Aasta kogu päikesekiirgus

Päikesekiirguse jaotumine üle maapinna

Päikesekiirgus jaotub kogu maakeral ebaühtlaselt. See sõltub:

1. õhu tiheduse ja niiskuse kohta - mida kõrgemad need on, seda vähem kiirgust maapind saab;

2. alates geograafiline laiuskraad maastik – kiirguse hulk suureneb poolustelt ekvaatorini. Otsese päikesekiirguse hulk sõltub tee pikkusest, mille päikesekiired läbivad atmosfääri. Kui Päike on seniidis (kiirte langemisnurk on 90°), tabavad tema kiired Maad lühim tee ja annavad intensiivselt oma energiat väikesele alale. Maal toimub see 23° N vahelises vööndis. w. ja 23° S. sh., st troopika vahel. Sellest tsoonist lõunasse või põhja liikudes suureneb päikesekiirte teepikkus ehk väheneb nende maapinnale langemise nurk. Kiired hakkavad Maale langema väiksema nurga all, justkui libisedes, lähenedes pooluste piirkonnas puutujajoonele. Selle tulemusena jaotub sama energiavoog üle suur ala, seetõttu suureneb peegeldunud energia hulk. Seega ekvaatori piirkonnas, kus päikesekiired langevad maapinnale 90° nurga all, on maapinnale vastuvõetava otsese päikesekiirguse hulk suurem ja pooluste poole liikudes on see hulk järsult väheneb. Lisaks sõltub päeva pikkus piirkonna laiuskraadist. erinevad ajad aasta, mis määrab ka maapinnale sattuva päikesekiirguse hulga;

3. Maa iga-aastasest ja päevasest liikumisest - keskmistel ja kõrgetel laiuskraadidel on päikesekiirguse sissevool aastaaegade lõikes väga erinev, mis on seotud Päikese keskpäevase kõrguse ja päeva pikkuse muutumisega;

4. maapinna olemuse kohta - mida heledam on pind, seda rohkem päikesevalgust see peegeldab. Pinna võimet peegeldada kiirgust nimetatakse albeedo(ladinakeelsest valgesusest). Eriti tugevalt peegeldab kiirgust lumi (90%), liiv nõrgemalt (35%), must pinnas veelgi nõrgemini (4%).

Maa pind neelab päikesekiirgust (neeldunud kiirgus), kuumeneb ja kiirgab soojust atmosfääri (peegeldunud kiirgus). Atmosfääri alumised kihid blokeerivad suures osas maapealset kiirgust. Maapinnal neeldunud kiirgus kulub pinnase, õhu ja vee soojendamiseks.

Nimetatakse seda osa kogukiirgusest, mis jääb alles pärast maapinna peegeldumist ja soojuskiirgust kiirgusbilanss. Maapinna kiirgusbilanss on ööpäeva jooksul ja aastaaegade lõikes erinev, kuid keskmiselt aastas on see positiivne väärtus kõikjal, välja arvatud jäised kõrbed Gröönimaa ja Antarktika. Maksimaalsed väärtused Kiirgusbilanss jõuab madalatel laiuskraadidel (vahemikus 20° N ja 20° S) - üle 42 * 10 2 J/m 2, umbes 60° laiuskraadil mõlemal poolkeral väheneb 8 * 10 2 -13 * 10 2-ni. J/m 2.

Päikesekiired annavad atmosfäärile kuni 20% oma energiast, mis jaotub kogu õhu paksusele ja seetõttu on nende tekitatav õhu kuumenemine suhteliselt väike. Päike soojendab Maa pinda, mis kannab soojust edasi atmosfääriõhk tõttu konvektsioon(alates lat. konvektsioon- kohaletoimetamine), st maapinnal kuumutatud õhu vertikaalne liikumine, mille asemele laskub külmem õhk. Nii see atmosfäär tekib enamus soojust – keskmiselt kolm korda rohkem kui otse Päikeselt.

Kohalolek sees süsinikdioksiid ja veeaur ei lase maapinnalt peegelduval soojusel vabalt avakosmosesse pääseda. Nad loovad Kasvuhooneefekt, tänu millele ei ületa temperatuuride vahe Maal päeval 15 °C. Süsinikdioksiidi puudumisel atmosfääris jahtuks maapind üleöö 40-50 °C võrra.

Kasvava mastaabi tulemusena majanduslik tegevus inimesed - söe ja nafta põletamine soojuselektrijaamades, tööstusettevõtete heitkogused, autode heitgaaside suurenemine - süsinikdioksiidi sisaldus atmosfääris suureneb, mis toob kaasa suurenenud kasvuhooneefekt ja ähvardab globaalsed muutused kliima.

Atmosfääri läbinud päikesekiired tabavad Maa pinda ja soojendavad seda, mis omakorda eraldab atmosfääri soojust. See selgitab iseloomulik tunnus troposfäär: õhutemperatuuri langus kõrgusega. Kuid on juhtumeid, kus atmosfääri kõrgemad kihid osutuvad madalamatest soojemaks. Seda nähtust nimetatakse temperatuuri inversioon(ladina keelest inversio – ümberpööramine).

Soojusallikad. Atmosfääri elus on määrav tähtsus soojusenergia. Selle energia peamine allikas on Päike. Mis puudutab Kuu, planeetide ja tähtede soojuskiirgust, siis see on Maa jaoks nii ebaoluline, et sellega ei saa praktiliselt arvestada. Annab oluliselt rohkem soojusenergiat sisemine soojus Maa. Geofüüsikute arvutuste kohaselt tõstab pidev soojusvoog Maa sisemusest maapinna temperatuuri 0° võrra.1. Aga selline sooja juurdevool on ikka nii väike, et sellega pole ka vaja arvestada. Seega võib ainsaks soojusenergia allikaks Maa pinnal pidada ainult Päikest.

Päikesekiirgus. Päike, mille fotosfääri (kiirgava pinna) temperatuur on umbes 6000°, kiirgab energiat kosmosesse igas suunas. Osa sellest energiast, tohutu paralleelsete päikesekiirte kujul, tabab Maad. Päikeseenergiat, mis jõuab Päikeselt otseste kiirte kujul Maa pinnale, nimetatakse otsene päikesekiirgus. Kuid mitte kogu Maale suunatud päikesekiirgus ei jõua maapinnale, kuna paksu atmosfäärikihti läbivad päikesekiired neelduvad osaliselt selles, hajuvad osaliselt molekulid ja hõljuvad õhuosakesed ning osa peegeldub pilvedest. See osa päikeseenergia, mis atmosfääris hajub, nimetatakse hajutatud kiirgus. Hajutatud päikesekiirgus liigub läbi atmosfääri ja jõuab Maa pinnale. Me tajume seda tüüpi kiirgust kui ühtlast päevavalgust, kui Päike on täielikult kaetud pilvedega või on just kadunud horisondi alla.

Otsene ja hajutatud päikesekiirgus, mis on jõudnud Maa pinnale, ei imendu selles täielikult. Osa päikesekiirgusest peegeldub maapinnalt tagasi atmosfääri ja leidub seal kiirte voona, nn. peegeldunud päikesekiirgus.

Päikesekiirguse koostis on väga keeruline, mis on seotud väga kõrge temperatuur Päikese kiirgav pind. Tavapäraselt jaguneb päikesekiirguse spekter lainepikkuse järgi kolmeks osaks: ultraviolettkiirgus (η<0,4<μ видимую глазом (η 0,4μ kuni 0,76μ) ja infrapunaosa (η >0,76μ). Päikese kiirguse koostist maapinnal mõjutab lisaks päikese fotosfääri temperatuurile ka osa päikesekiirte neeldumine ja hajumine Maa õhukesta läbimisel. Sellega seoses on päikesekiirguse koostis atmosfääri ülemisel piiril ja Maa pinnal erinev. Teoreetiliste arvutuste ja vaatluste põhjal on kindlaks tehtud, et atmosfääri piiril moodustab ultraviolettkiirgus 5%, nähtavad kiired - 52% ja infrapuna - 43%. Maapinnal (päikese kõrgusel 40°) moodustavad ultraviolettkiired vaid 1%, nähtavad 40% ja infrapunakiired 59%.

Päikesekiirguse intensiivsus. Otsese päikesekiirguse intensiivsuse all mõistetakse soojushulka kalorites, mis saadakse minutis. Päikese pinna kiirgusenergiast 1 cm 2, asub päikesekiirtega risti.

Otsese päikesekiirguse intensiivsuse mõõtmiseks kasutatakse spetsiaalseid instrumente - aktinomeetreid ja pürheliomeetreid; Hajutatud kiirguse hulk määratakse püranomeetriga. Päikesekiirguse kestuse automaatne registreerimine toimub aktinograafide ja heliograafide abil. Päikesekiirguse spektraalne intensiivsus määratakse spektrobolograafi abil.

Atmosfääri piiril, kus Maa õhukesta neelavad ja hajutavad mõjud on välistatud, on otsese päikesekiirguse intensiivsus ligikaudu 2 väljaheited poolt 1 cm 2 pinnad 1 minutiga. Seda kogust nimetatakse päikesekonstant. Päikesekiirguse intensiivsus 2-s väljaheited poolt 1 cm 2 1 min. annab aasta jooksul nii palju soojust, et sellest piisaks jääkihi sulatamiseks 35 m paks, kui selline kiht kataks kogu maapinna.

Arvukad päikesekiirguse intensiivsuse mõõtmised annavad alust arvata, et Maa atmosfääri ülemisele piirile saabuva päikeseenergia hulk kõigub mitu protsenti. Võnkumised on perioodilised ja mitteperioodilised, ilmselt seotud Päikesel endal toimuvate protsessidega.

Lisaks toimub aasta jooksul mõningane päikesekiirguse intensiivsuse muutus, kuna Maa ei liigu oma aastases pöörlemises mitte ringis, vaid ellipsis, mille ühes koldes asub Päike. . Sellega seoses muutub kaugus Maast Päikeseni ja sellest tulenevalt kõigub ka päikesekiirguse intensiivsus. Suurim intensiivsus on täheldatav 3. jaanuari paiku, kui Maa on Päikesele kõige lähemal, ja madalaim 5. juuli paiku, mil Maa on Päikesest maksimaalsel kaugusel.

Sel põhjusel on päikesekiirguse intensiivsuse kõikumised väga väikesed ja võivad pakkuda vaid teoreetiliselt huvi. (Maksimaalkaugusel olev energiahulk on seotud minimaalsel kaugusel oleva energiahulgaga 100:107, st erinevus on täiesti tühine.)

Maakera pinna kiiritamise tingimused. Juba ainuüksi Maa sfääriline kuju viib selleni, et Päikese kiirgusenergia jaotub Maa pinnal väga ebaühtlaselt. Niisiis on kevadise ja sügisese pööripäeva päevadel (21. märts ja 23. september) ainult ekvaatoril keskpäeval kiirte langemisnurk 90° (joonis 30) ja poolustele lähenedes langeb see langetada 90-lt 0°-le. Seega

kui ekvaatoril võetakse vastuvõetud kiirguse koguseks 1, siis 60. paralleelil väljendatakse seda 0,5-ga ja poolusel võrdub 0-ga.

Lisaks on maakeral igapäevane ja iga-aastane liikumine ning Maa telg on orbitaaltasandi suhtes 66°,5 nurga all. Selle kalde tõttu tekib ekvatoriaaltasandi ja orbitaaltasandi vahel nurk 23°30. See asjaolu toob kaasa asjaolu, et päikesekiirte langemisnurgad samadel laiuskraadidel varieeruvad 47° piires (23,5 + 23,5). ) .

Olenevalt aastaajast ei muutu mitte ainult kiirte langemisnurk, vaid ka valgustuse kestus. Kui troopilistes maades on päeva ja öö pikkus igal aastaajal ligikaudu sama, siis polaarmaades on see vastupidi väga erinev. Nii näiteks 70° N. w. suvel ei looju Päike 65 päeva 80° N. sh - 134 ja poolus -186. Seetõttu on suvise pööripäeva (22. juuni) kiirgus põhjapoolusel 36% suurem kui ekvaatoril. Mis puutub kogu suvepoolaastasse, siis poolusele saab soojust ja valgust kokku vaid 17% vähem kui ekvaatoril. Seega kompenseerib valgustuse kestus polaarmaades suvel suures osas kiirguse vähesust, mis on tingitud kiirte väikesest langemisnurgast. Talvisel poolaastal on pilt sootuks teistsugune: kiirguse hulk samal põhjapoolusel võrdub 0-ga. Selle tulemusena on poolusel aasta lõikes keskmiselt 2,4 võrra vähem kiirgust kui poolusel. ekvaator. Kõigest öeldust järeldub, et Maale kiirguse kaudu saadava päikeseenergia hulga määrab kiirte langemisnurk ja kiirituse kestus.

Erinevatel laiuskraadidel atmosfääri puudumisel saaks Maa pind päevas järgmise koguse soojust, väljendatuna kalorites 1 cm 2(vt tabelit lk 92).

Tabelis toodud kiirguse jaotumist üle maapinna nimetatakse tavaliselt päikeseline kliima. Kordame, et selline kiirgusjaotus on meil ainult atmosfääri ülemisel piiril.

Päikesekiirguse nõrgenemine atmosfääris. Seni oleme rääkinud päikesesoojuse jaotumise tingimustest üle maapinna, ilma atmosfääri arvestamata. Samal ajal on atmosfäär antud juhul väga oluline. Atmosfääri läbiv päikesekiirgus kogeb hajumist ja lisaks neeldumist. Mõlemad protsessid koos nõrgendavad päikesekiirgust olulisel määral.

Atmosfääri läbivad päikesekiired kogevad ennekõike hajumist (difusiooni). Hajumise tekitab asjaolu, et õhumolekulidest ning õhus olevate tahkete ja vedelate kehade osakestelt murdunud ja peegeldunud valguskiired kalduvad sirgelt teelt kõrvale. To tõesti "hajuda".

Hajumine nõrgendab oluliselt päikesekiirgust. Veeauru ja eriti tolmuosakeste hulga suurenemisega dispersioon suureneb ja kiirgus nõrgeneb. Suurtes linnades ja kõrbealadel, kus õhu tolmusisaldus on suurim, nõrgendab dispersioon kiirguse tugevust 30-45%. Tänu hajumisele saadakse päevavalgus, mis valgustab objekte, isegi kui päikesekiired neile otseselt ei lange. Hajumine määrab ka taeva värvi.

Peatugem nüüd atmosfääri võimel neelata Päikeselt kiirgusenergiat. Peamised atmosfääri moodustavad gaasid neelavad suhteliselt vähe kiirgusenergiat. Lisanditel (veeaur, osoon, süsinikdioksiid ja tolm), vastupidi, on kõrge neeldumisvõime.

Troposfääris on kõige olulisem lisand veeaur. Need neelavad eriti tugevalt infrapuna (pika lainepikkusega), s.t valdavalt soojuskiiri. Ja mida rohkem on atmosfääris veeauru, seda loomulikult rohkem ja. imendumine. Veeauru hulk atmosfääris on allutatud suurtele muutustele. Looduslikes tingimustes varieerub see 0,01-4% (mahu järgi).

Osoonil on väga kõrge neeldumisvõime. Märkimisväärne osooni segu, nagu juba mainitud, paikneb stratosfääri alumistes kihtides (tropopausi kohal). Osoon neelab ultraviolettkiired (lühilaine) peaaegu täielikult.

Süsinikdioksiidil on ka kõrge neeldumisvõime. See neelab peamiselt pikalainelisi, st valdavalt soojuskiiri.

Õhus leiduv tolm neelab ka osa päikesekiirgust. Päikesekiirte poolt soojendatuna võib see õhutemperatuuri oluliselt tõsta.

Maale tuleva päikeseenergia koguhulgast neelab atmosfäär vaid umbes 15%.

Päikesekiirguse nõrgenemine atmosfääri hajumise ja neeldumise teel on Maa erinevatel laiuskraadidel väga erinev. See erinevus sõltub eelkõige kiirte langemisnurgast. Päikese seniidiasendis läbivad vertikaalselt langevad kiired atmosfääri lühimat teed pidi. Langemisnurga vähenedes pikeneb kiirte teekond ja päikesekiirguse sumbumine muutub olulisemaks. Viimane on hästi näha jooniselt (joon. 31) ja lisatud tabelist (tabelis on päikesekiire teekond Päikese seniidiasendis võetud üheks).

Sõltuvalt kiirte langemisnurgast ei muutu mitte ainult kiirte arv, vaid ka nende kvaliteet. Ajavahemikul, mil Päike on seniidis (pea kohal), moodustavad ultraviolettkiired 4%.

nähtav - 44% ja infrapuna - 52%. Kui Päike paikneb horisondi lähedal, pole ultraviolettkiirgust üldse, nähtavad 28% ja infrapuna 72%.

Atmosfääri mõju päikesekiirgusele raskendab veelgi asjaolu, et selle ülekandevõime on olenevalt aastaajast ja ilmastikutingimustest väga erinev. Seega, kui taevas püsiks kogu aeg pilvitu, siis päikesekiirguse sissevoolu aastakäiku erinevatel laiuskraadidel saaks graafiliselt väljendada järgmiselt (joonis 32) Jooniselt on selgelt näha, et pilvitu taevaga Moskvas maikuus 2008.a. Juunis ja juulis saaks päikesekiirgusest rohkem soojust kui ekvaatoril. Samamoodi saaks mai teisel poolel, juunil ja juuli esimesel poolel põhjapoolusel rohkem sooja kui ekvaatoril ja Moskvas. Kordame, et pilvitu taeva puhul oleks see nii. Kuid tegelikkuses see ei toimi, sest pilvisus nõrgendab oluliselt päikesekiirgust. Toome näite graafikul (joonis 33). Graafik näitab, kui palju päikesekiirgust Maa pinnale ei jõua: olulise osa sellest hilinevad atmosfäär ja pilved.

Peab aga ütlema, et pilvede neeldunud soojus läheb osaliselt atmosfääri soojendamiseks, osaliselt jõuab kaudselt maapinnani.

Päikese intensiivsuse igapäevased ja aastased kõikumisedvalguskiirgus. Päikese otsese kiirguse intensiivsus Maa pinnal sõltub Päikese kõrgusest horisondi kohal ja atmosfääri seisundist (selle tolmususest). Kui. Kui atmosfääri läbipaistvus oleks päeva jooksul konstantne, siis päikesekiirguse maksimaalne intensiivsus oleks keskpäeval, minimaalne päikesetõusul ja -loojangul. Sel juhul oleks päikesekiirguse ööpäevase intensiivsuse graafik poole päeva suhtes sümmeetriline.

Tolmu, veeauru ja muude lisandite sisaldus atmosfääris muutub pidevalt. Sellega seoses muutub õhu läbipaistvus ja päikesekiirguse intensiivsuse graafiku sümmeetria on häiritud. Tihti, eriti suvel, keskpäeval, kui maapind on intensiivselt kuumutatud, tekivad võimsad ülespoole suunatud õhuvoolud ning veeauru ja tolmu hulk atmosfääris suureneb. Selle tulemuseks on päikesekiirguse märkimisväärne vähenemine keskpäeval; Kiirguse maksimaalset intensiivsust täheldatakse sel juhul ennelõunasel või pärastlõunal. Päikesekiirguse intensiivsuse aastane kõikumine on seotud ka Päikese kõrguse horisondi kohal muutumisega aastaringselt ning atmosfääri läbipaistvuse olekuga erinevatel aastaaegadel. Põhjapoolkera riikides on Päikese kõrgeim kõrgus horisondi kohal juunis. Kuid samal ajal täheldatakse atmosfääri suurimat tolmusust. Seetõttu tekib maksimaalne intensiivsus tavaliselt mitte kesksuvel, vaid kevadkuudel, mil Päike tõuseb horisondi kohal üsna kõrgele* ja atmosfäär jääb pärast talve suhteliselt selgeks. Päikese kiirguse intensiivsuse aastase kõikumise illustreerimiseks põhjapoolkeral esitame andmed Pavlovski kuu keskmiste keskpäevaste kiirguse intensiivsuse väärtuste kohta.

Päikesekiirgusest saadav soojushulk. Päeva jooksul saab Maa pind pidevalt soojust otsesest ja hajusast päikesekiirgusest või ainult hajuvast kiirgusest (pilves ilmaga). Ööpäevane soojushulk määratakse aktinomeetriliste vaatluste põhjal: võttes arvesse maapinnale saabuva otsese ja hajutatud kiirguse hulka. Olles kindlaks määranud iga päeva soojushulga, arvutatakse maapinnale vastuvõetud soojushulk kuus või aastas.

Päevane päikesekiirgusest maapinnale saadav soojushulk sõltub kiirguse intensiivsusest ja selle toime kestusest ööpäeva jooksul. Sellega seoses toimub minimaalne soojuse juurdevool talvel ja maksimaalne suvel. Kogu kiirguse geograafilises jaotuses üle maakera täheldatakse selle suurenemist laiuskraadide kahanemisel. Seda positsiooni kinnitab järgmine tabel.

Otsese ja hajutatud kiirguse roll maakera erinevatel laiuskraadidel maapinnale vastuvõetavas aastases soojushulgas on erinev. Kõrgetel laiuskraadidel domineerib aastase soojushulga hajutatud kiirgus. Laiuskraadi vähenedes muutub otsene päikesekiirgus domineerivaks. Näiteks Tikhaya lahes annab hajus päikesekiirgus 70% aastasest soojushulgast ja otsene kiirgus vaid 30%. Vastupidi, Taškendis annab otsene päikesekiirgus 70%, hajutatud vaid 30%.

Maa peegeldusvõime. Albedo. Nagu juba märgitud, neelab Maa pind ainult osa päikeseenergiast, mis sellele otsese ja hajutatud kiirgusena jõuab. Teine osa peegeldub atmosfääri. Antud pinnalt peegelduva päikesekiirguse ja sellele pinnale langeva kiirgusenergia voo hulga suhet nimetatakse albeedoks. Albedo väljendatakse protsentides ja see iseloomustab antud pindala peegelduvust.

Albedo oleneb pinnase iseloomust (mullaomadused, lume, taimestiku, vee olemasolu jne) ja Päikese kiirte langemisnurgast Maa pinnal. Näiteks kui kiired langevad maapinnale 45° nurga all, siis:

Ülaltoodud näidetest on selge, et erinevate objektide peegelduvus ei ole sama. See on suurim lume ja kõige vähem vee lähedal. Meie toodud näited puudutavad aga ainult neid juhtumeid, kui Päikese kõrgus horisondi kohal on 45°. Selle nurga vähenemisel peegelduvus suureneb. Näiteks päikese kõrgusel 90° peegeldub vesi ainult 2%, 50° - 4%, 20° - 12%, 5° - 35-70% (olenevalt veepinna seisundist). ).

Pilvetu taevaga peegeldab maakera pind keskmiselt 8% päikesekiirgusest. Lisaks peegeldub 9% atmosfäärist. Seega peegeldab pilvitu taevaga maakera tervikuna 17% sellele langevast Päikese kiirgusenergiast. Kui taevas on kaetud pilvedega, siis peegeldub neilt 78% kiirgusest. Kui võtta tegelikkuses vaadeldava pilvitu ja pilvedega kaetud taeva suhte alusel looduslikud tingimused, siis on Maa kui terviku peegelduvus 43%.

Maa- ja atmosfäärikiirgus. Päikeseenergiat saav Maa soojeneb ja muutub ise kosmosesse soojuskiirguse allikaks. Maapinna kiirgavad kiired on aga väga erinevad päikesekiirtest. Maa kiirgab ainult pikalainelisi (λ 8-14 μ) nähtamatuid infrapuna- (termilisi) kiiri. Maapinna poolt kiirgavat energiat nimetatakse maapealne kiirgus. Maa kiirgus toimub... päeval ja öösel. Mida kõrgem on kiirgava keha temperatuur, seda suurem on kiirguse intensiivsus. Maa kiirgus määratakse samades ühikutes nagu päikesekiirgus, st kalorites alates 1 cm 2 pinnad 1 minutiga. Vaatlused on näidanud, et maapealse kiirguse hulk on väike. Tavaliselt ulatub see 15-18 sajandikku kalorist. Kuid pidevalt tegutsedes võib see anda märkimisväärse termilise efekti.

Kõige tugevam maapealne kiirgus saadakse pilvitu taeva ja hea atmosfääri läbipaistvusega. Pilvisus (eriti madalad pilved) vähendab oluliselt maapealset kiirgust ja viib selle sageli nullini. Siin võib öelda, et atmosfäär koos pilvedega on hea “tekk”, mis kaitseb Maad liigse jahtumise eest. Atmosfääri osad, nagu ka maapinna piirkonnad, eraldavad energiat vastavalt oma temperatuurile. Seda energiat nimetatakse atmosfääri kiirgus. Atmosfäärikiirguse intensiivsus oleneb atmosfääri kiirgava osa temperatuurist, samuti õhus sisalduva veeauru ja süsihappegaasi hulgast. Atmosfäärikiirgus kuulub pikkade lainete rühma. See levib atmosfääris igas suunas; teatud kogus sellest jõuab maapinnale ja neeldub selles, teine osa läheb planeetidevahelisse ruumi.

KOHTA päikeseenergia jõudmine ja tarbimine Maale. Maa pind ühelt poolt saab päikeseenergiat otsese ja hajutatud kiirguse kujul, teisalt kaotab osa sellest energiast maapealse kiirguse näol. Päikeseenergia saabumise ja tarbimise tulemusena saadakse mingi tulemus, mõnel juhul võib see tulemus olla positiivne, mõnel juhul negatiivne.Toome näiteid mõlema kohta.

8. jaanuar. Päev on pilvitu. 1 cm 2 Maa pind sai kätte 20 päevaga väljaheited otsene päikesekiirgus ja 12 väljaheited hajutatud kiirgus; kokku annab see 32 cal. Samal ajal kiirguse tõttu 1 cm? Maa pind kaotas 202 cal. Selle tulemusena on bilansis raamatupidamiskeeles 170 kahjumit väljaheited(negatiivne saldo).

6. juuli. Taevas on peaaegu pilvitu. 630 saadud otsesest päikesekiirgusest väljaheited, hajutatud kiirgusest 46 cal. Kokku sai maapind seega 1 cm 2 676 cal. 173 kaotati maapealse kiirguse tõttu cal. Bilanss näitab kasumit 503 väljaheited(saldo on positiivne).

Toodud näidetest on muuhulgas täiesti selge, miks parasvöötme laiuskraadidel on talvel külm ja suvel soe.

Päikesekiirguse kasutamine tehnilistel ja kodustel eesmärkidel. Päikesekiirgus on ammendamatu looduslik energiaallikas. Päikeseenergia kogust Maal saab hinnata selle näite põhjal: kui näiteks kasutada päikesekiirguse soojust, mis langeb ainult 1/10 NSV Liidu pindalast, siis saame tööga võrdse energia. 30 tuhandest Dnepri hüdroelektrijaamast.

Inimesed on pikka aega püüdnud päikesekiirguse vaba energiat oma vajaduste rahuldamiseks kasutada. Tänaseks on loodud palju erinevaid päikesekiirgust kasutavaid päikeseelektrijaamu, mida kasutatakse laialdaselt tööstuses ja elanike koduste vajaduste rahuldamiseks. NSV Liidu lõunapoolsetes piirkondades töötavad päikesekiirguse laialdase kasutuse alusel päikeseveeboilerid, boilerid, soolavee magestamise seadmed, päikesekuivatid (puuviljade kuivatamiseks), köögid, vannid, kasvuhooned ja meditsiinilised seadmed. tööstus ja kommunaalteenused. Päikesekiirgust kasutatakse laialdaselt kuurortides inimeste tervise raviks ja parandamiseks.

Päikesekiirguse nähtav osa, kui seda spektrianalüüsi instrumentidega uurida, osutub ebahomogeenseks – spektris on täheldatud J. Fraunhoferi poolt 1814. aastal esmakordselt kirjeldatud neeldumisjooni. Need jooned tekivad siis, kui teatud lainepikkusega footonid neelavad Päikese atmosfääri ülemiste, suhteliselt külmade kihtide erinevate keemiliste elementide aatomid. Spektraalanalüüs võimaldab saada teavet Päikese koostise kohta, kuna teatud spektrijoonte komplekt iseloomustab keemilist elementi ülitäpselt. Näiteks ennustati Päikese spektri vaatlusi kasutades heeliumi avastamist, mis hiljem Maal isoleeriti.

Röntgenikiirgus tuleb peamiselt kromosfääri ja korona ülemistest kihtidest. Kiirgus on eriti tugev päikese maksimaalse aktiivsuse aastatel.

Päike ei kiirga mitte ainult valgust, soojust ja kõiki muid elektromagnetkiirguse liike. See on ka osakeste – kehakeste – pideva voolu allikas. Neutriinod, elektronid, prootonid, alfaosakesed ja raskemad aatomituumad moodustavad koos Päikese korpuskulaarse kiirguse. Märkimisväärse osa sellest kiirgusest moodustab enam-vähem pidev plasma väljavool – päikesetuul, mis on päikeseatmosfääri väliskihtide – päikesekrooni – jätk. Selle pidevalt puhuva plasmatuule taustal on Päikese üksikud piirkonnad rohkem suunatud, tõhustatud nn korpuskulaarsete voogude allikad. Tõenäoliselt on need seotud päikesekrooni eriliste piirkondadega - koroonaaukudega ja võib-olla ka Päikese pikaealiste aktiivsete piirkondadega. Lõpuks on kõige võimsamad lühiajalised osakeste, peamiselt elektronide ja prootonite vood seotud päikesepõletustega. Kõige võimsamate sähvatuste tulemusena võivad osakesed omandada kiirused, mis moodustavad märgatava murdosa valguse kiirusest. Nii suure energiaga osakesi nimetatakse päikesekosmilisteks kiirteks.

Päikese korpuskulaarkiirgus avaldab tugevat mõju Maale ja eelkõige selle atmosfääri ülemistele kihtidele ja magnetväljale, põhjustades palju geofüüsikalisi nähtusi. Maa magnetosfäär ja atmosfäär kaitsevad meid päikesekiirguse kahjulike mõjude eest.