Auringon säteily ja sen vaikutus ihmiskehoon ja ilmastoon. Auringon säteilyn vaikutus ihmisiin

Aurinko on valon ja lämmön lähde, jota kaikki maan elävät olennot tarvitsevat. Mutta valon fotonien lisäksi se lähettää kovaa ionisoivaa säteilyä, joka koostuu heliumytimistä ja protoneista. Miksi tämä tapahtuu?

Auringon säteilyn syyt

Auringon säteilyä syntyy päiväsaikaan kromosfäärin soihdutusten aikana – auringon ilmakehässä tapahtuvia jättimäisiä räjähdyksiä. Osa auringon aineesta sinkoutuu ulkoavaruuteen muodostaen kosmisia säteitä, jotka koostuvat pääasiassa protoneista ja pienestä määrästä heliumytimiä. Nämä varautuneet hiukkaset saavuttavat maan pinnan 15-20 minuuttia sen jälkeen, kun auringonpurkaus tulee näkyviin.

Ilma katkaisee primaarisen kosmisen säteilyn ja synnyttää peräkkäisen ydinsuihkun, joka häipyy korkeuden laskeessa. Tässä tapauksessa syntyy uusia hiukkasia - pioneja, jotka hajoavat ja muuttuvat myoneiksi. Ne tunkeutuvat ilmakehän alempiin kerroksiin ja putoavat maahan ja tunkeutuvat jopa 1500 metrin syvyyteen. Juuri myonit ovat vastuussa sekundaarisen kosmisen säteilyn ja ihmisiin vaikuttavan luonnonsäteilyn muodostumisesta.

Auringon säteilyspektri

Auringon säteilyn spektri sisältää sekä lyhyt- että pitkäaaltoalueet:

gammasäteet;
röntgensäteily;
UV-säteily;
näkyvä valo;
infrapunasäteily.

Yli 95% auringon säteilystä osuu "optisen ikkunan" alueelle - spektrin näkyvään osaan, jossa on vierekkäisiä ultravioletti- ja infrapuna-aaltojen alueita. Kun ne kulkevat ilmakehän kerrosten läpi, auringonsäteiden vaikutus heikkenee - kaikki ionisoiva säteily, röntgensäteet ja lähes 98 % ultraviolettisäteilystä estetään maan ilmakehän vaikutuksesta. Näkyvä valo saavuttaa maan lähes häviämättä ja infrapunasäteily, vaikka ne myös imeytyvät osittain ilmassa oleviin kaasumolekyyleihin ja pölyhiukkasiin.

Tässä suhteessa auringon säteily ei johda havaittavaan lisääntymiseen radioaktiivista säteilyä maan pinnalla. Auringon ja kosmisten säteiden osuus vuotuisen kokonaissäteilyannoksen muodostumiseen on vain 0,3 mSv/vuosi. Mutta tämä on keskiarvo; itse asiassa maahan sattuvan säteilyn taso on erilainen ja riippuu siitä maantieteellinen sijainti maastossa.

Missä auringon ionisoiva säteily on suurinta?

Kosmisen säteen suurin teho tallennetaan navoilla ja pienin päiväntasaajalla. Tämä johtuu siitä, että Maan magneettikenttä ohjaa avaruudesta putoavia varautuneita hiukkasia kohti napoja. Lisäksi säteily kasvaa korkeudessa - 10 kilometrin korkeudessa merenpinnan yläpuolella sen indikaattori kasvaa 20-25 kertaa. Korkeiden vuorten asukkaat altistuvat suuremmille annoksille auringonsäteilyä, koska vuorten ilmapiiri on ohuempi ja auringosta tulevien gamma-kvanttien ja alkuainehiukkasten virrat läpäisevät sen helpommin.

Tärkeä. Säteilytasoilla 0,3 mSv/h asti ei ole vakavia vaikutuksia, mutta annoksella 1,2 μSv/h suositellaan poistumaan alueelta ja hätätilanteessa oleskella sen alueella enintään kuusi kuukautta. Jos lukemat ylittävät kaksinkertaisen määrän, sinun tulee rajoittaa oleskelusi tällä alueella kolmeen kuukauteen.

Jos merenpinnan yläpuolella kosmisen säteilyn vuosiannos on 0,3 mSv/vuosi, niin korkeuden noustessa sadan metrin välein tämä luku kasvaa 0,03 mSv/vuosi. Pienten laskelmien jälkeen voidaan päätellä, että viikon mittainen loma vuoristossa 2000 metrin korkeudessa antaa altistuksen 1 mSv/vuosi ja lähes puolet kokonaisvuosinormista (2,4 mSv/vuosi).

Osoittautuu, että vuoristolaiset saavat vuosittain useita kertoja normaalia suuremman säteilyannoksen, ja heidän pitäisi kärsiä leukemiasta ja syövästä useammin kuin tasangoilla asuvat. Itse asiassa tämä ei ole totta. Päinvastoin, vuoristoalueilla kuolleisuus näihin tauteihin on pienempi ja osa väestöstä on pitkäikäistä. Tämä vahvistaa sen tosiasian, että pitkäaikainen oleskelu korkean säteilyaktiivisuuden paikoissa ei vaikuta negatiivinen vaikutus ihmiskehon päällä.

Auringonpurkaukset – suuri säteilyvaara

Auringonpurkaukset ovat suuri vaara ihmisille ja koko elämälle maapallolla, koska auringon säteilyn vuontiheys voi ylittää kosmisen säteilyn normaalin tason tuhatkertaisesti. Näin ollen erinomainen Neuvostoliiton tiedemies A.L. Chizhevsky yhdisti auringonpilkkujen muodostumisjaksot lavantautien (1883-1917) ja kolera-epidemioiden (1823-1923) kanssa Venäjällä. Hän ennusti tekemiensä kaavioiden perusteella jo vuonna 1930 laajan kolerapandemian ilmaantumista vuosina 1960-1962, joka alkoi Indonesiasta vuonna 1961 ja levisi sitten nopeasti muihin Aasian, Afrikan ja Euroopan maihin.

Nykyään on saatu runsaasti tietoa, jotka osoittavat yhteyden auringon 11 vuoden syklien ja tautien puhkeamisen välillä sekä hyönteisten, nisäkkäiden ja virusten massavaelluksiin ja nopeaan lisääntymiseen. Hematologit ovat havainneet sydänkohtausten ja aivohalvausten määrän lisääntyvän aurinkoaktiivisuuden aikana. Tällaiset tilastot johtuvat siitä, että tällä hetkellä ihmisten veren hyytyminen lisääntyy, ja koska sydänsairauksia sairastavilla potilailla kompensoiva toiminta on tukahdutettu, sen työssä esiintyy toimintahäiriöitä, mukaan lukien sydänkudoksen nekroosi ja aivoverenvuoto.

Suuria auringonpurkauksia ei tapahdu niin usein - kerran 4 vuodessa. Tällä hetkellä auringonpilkkujen määrä ja koko kasvavat, ja auringon koronaan muodostuu voimakkaita koronasäteitä, jotka koostuvat protoneista ja pienestä määrästä alfahiukkasia. Astrologit rekisteröivät voimakkaimman virtauksensa vuonna 1956, kun kosmisen säteilyn tiheys maan pinnalla kasvoi 4-kertaiseksi. Toinen seuraus tällaisesta auringon aktiivisuudesta oli Revontulet, äänitetty Moskovassa ja Moskovan alueella vuonna 2000.

Kuinka suojella itseäsi?

Vuoristossa lisääntynyt taustasäteily ei tietenkään ole syy kieltäytyä vuoristomatkoista. Turvatoimia kannattaa kuitenkin pohtia ja matkalle lähteä kannettavalla radiometrillä, joka auttaa hallitsemaan säteilytasoa ja tarvittaessa rajoittamaan vaarallisilla alueilla vietettyä aikaa. Älä viipyy alueella, jossa mittarin lukemat osoittavat ionisoivaa säteilyä 7 µSv/h kauempaa kuin kuukautta.

Aurinko (astro. ☉) on aurinkokunnan ainoa tähti. Muut tämän järjestelmän kohteet pyörivät Auringon ympäri: planeetat ja niiden satelliitit, kääpiöplaneetat ja niiden satelliitit, asteroidit, meteoroidit, komeetat ja kosminen pöly.

Auringon sisäinen rakenne

Aurinkomme on valtava valaiseva kaasupallo, jossa tapahtuu monimutkaisia prosesseja ja sen seurauksena energiaa vapautuu jatkuvasti. Auringon sisätilavuus voidaan jakaa useisiin alueisiin; niissä oleva aine eroaa ominaisuuksiltaan ja energia jakautuu erilaisten fysikaalisten mekanismien kautta. Tutustutaan heihin aivan keskustasta alkaen.

Auringon keskiosassa on sen energian lähde tai kuvaannollisesti se "kiuas", joka lämmittää sitä eikä anna sen jäähtyä. Tätä aluetta kutsutaan ytimeksi. Ulkokerrosten painon alla Auringon sisällä oleva aine puristuu, ja mitä syvemmälle, sitä vahvempaa. Sen tiheys kasvaa kohti keskustaa paineen ja lämpötilan noustessa. Ytimessä, jossa lämpötila saavuttaa 15 miljoonaa kelviniä, vapautuu energiaa.

Tämä energia vapautuu kevyiden kemiallisten alkuaineiden atomien fuusioitumisen seurauksena raskaammiksi atomeiksi. Auringon syvyyksissä yksi heliumatomi muodostuu neljästä vetyatomista. Juuri tätä kauheaa energiaa ihmiset ovat oppineet vapauttamaan räjähdyksen aikana. vetypommi. On toivoa, että lähitulevaisuudessa ihminen voi oppia käyttämään sitä rauhanomaisiin tarkoituksiin(Vuonna 2005 uutissyötteet raportoivat ensimmäisen kansainvälisen fuusioreaktori Ranskassa).

Ytimen säde on enintään neljäsosa Auringon kokonaissäteestä. Puolet auringon massasta on kuitenkin keskittynyt tilavuuteensa ja lähes kaikki Auringon hehkua tukeva energia vapautuu. Mutta kuuman ytimen energian täytyy jotenkin karkaa ulospäin, Auringon pinnalle. Olla olemassa eri tavoilla energiansiirto riippuen fyysiset olosuhteet ympäristö, nimittäin: säteilyn siirto, konvektio ja lämmönjohtavuus. Lämmönjohtavuudella ei ole suurta merkitystä energiaprosesseja Auringossa ja tähdissä, kun taas säteily- ja konvektiivinen kuljetus ovat erittäin tärkeitä.

Välittömästi ytimen ympärillä alkaa säteilevän energiansiirron vyöhyke, jossa se leviää aineen - kvanttien - absorption ja säteilyn kautta. Tiheys, lämpötila ja paine laskevat, kun siirryt poispäin ytimestä, ja energia virtaa samaan suuntaan. Kaiken kaikkiaan tämä prosessi on erittäin hidas. Kestää tuhansia vuosia ennen kuin kvantit pääsevät Auringon keskustasta fotosfääriin: kun kvantit uudelleen säteilevät, ne muuttavat jatkuvasti suuntaa ja liikkuvat taaksepäin melkein yhtä usein kuin eteenpäin.

Gamma-kvantit syntyvät Auringon keskustassa. Niiden energia on miljoonia kertoja suurempi kuin näkyvän valon kvanttien energia, ja niiden aallonpituus on hyvin lyhyt. Matkan varrella kvantit käyvät läpi uskomattomia muutoksia. Erillinen kvantti absorboituu ensin johonkin atomiin, mutta se säteilee välittömästi uudelleen; Useimmiten tässä tapauksessa ei esiinny yhtä aikaisempaa kvanttia, vaan kaksi tai useampia. Energian säilymislain mukaan niiden kokonaisenergia säilyy, ja siksi jokaisen energia vähenee. Näin syntyy alempien ja alempien energioiden kvantteja. Voimakkaat gammasäteet näyttävät jakautuneen vähemmän energisiin kvantteihin - ensin röntgensäteeseen, sitten ultraviolettisäteilyyn ja

vihdoin näkyvät ja infrapunasäteet. Lopulta suurin luku energiaa, jota aurinko säteilee näkyvä valo, eikä ole sattumaa, että silmämme ovat herkkiä sille.

Kuten olemme jo sanoneet, kestää hyvin kauan, ennen kuin kvantti tunkeutuu tiheän aurinkoaineen läpi ulos. Joten jos Auringon sisällä oleva "liesi" yhtäkkiä sammuisi, saisimme tietää siitä vasta miljoonia vuosia myöhemmin. Matkallaan sisäisten aurinkokerrosten läpi energiavirta kohtaa alueen, jossa kaasun opasiteetti kasvaa suuresti. Tämä on Auringon konvektiivinen vyöhyke. Tässä energiaa ei siirretä säteilyllä, vaan konvektiolla.

Mikä on konvektio?

Kun neste kiehuu, sitä sekoitetaan. Kaasu voi käyttäytyä samalla tavalla. Valtavat kuuman kaasun virrat nousevat ylöspäin, missä ne luovuttavat lämpöään ympäristöön, ja jäähdytetty aurinkokaasu laskeutuu alas. Aurinkoaine näyttää kiehuvan ja sekoittuvan. Konvektiivinen vyöhyke alkaa noin 0,7 säteellä keskustasta ja ulottuu lähes Auringon näkyvimmälle pinnalle (fotosfäärille), jossa pääenergiavirran siirto taas säteilee. Hitauden vuoksi tänne tunkeutuu kuitenkin edelleen kuumia virtauksia syvemmistä, konvektiivisista kerroksista. Tarkkailijoiden hyvin tuntema rakeistuskuvio Auringon pinnalla on konvektion näkyvä ilmentymä.

Auringon konvektiivinen vyöhyke

Radioaktiivinen vyöhyke on noin 2/3 Auringon sisähalkaisijasta ja säde on noin 140 tuhatta km. Siirtyessään pois keskustasta fotonit menettävät energiansa törmäyksen vaikutuksesta. Tätä ilmiötä kutsutaan konvektioilmiöksi. Tämä muistuttaa prosessia, joka tapahtuu kiehuvassa kattilassa: lämmityselementistä tuleva energia on paljon suurempi kuin johtuessa poistuva energia. Kuuma vesi, joka sijaitsee lähellä tulta, nousee ja kylmempi laskee. Tätä prosessia kutsutaan sopimukseksi. Konvektion merkitys on, että tiheämpi kaasu jakautuu pinnalle, jäähtyy ja menee jälleen keskustaan. Sekoitusprosessi Auringon konvektiivisella vyöhykkeellä suoritetaan jatkuvasti. Katsomalla kaukoputken läpi Auringon pintaa, voit nähdä sen rakeisen rakenteen - rakeet. Tuntuu kuin se olisi tehty rakeista! Tämä johtuu fotosfäärin alla tapahtuvasta konvektiosta.

Auringon valokuvasfääri

Ohut kerros (400 km) - Auringon fotosfääri, sijaitsee suoraan konvektiivisen vyöhykkeen takana ja edustaa "todellista auringon pintaa", joka näkyy Maasta. Ranskalainen Janssen valokuvasi ensimmäisen kerran fotosfäärissä olevat rakeet vuonna 1885. Keskimääräinen rake on kooltaan 1000 km, liikkuu 1 km/s nopeudella ja on olemassa noin 15 minuuttia. Päiväntasaajan osassa voidaan havaita fotosfäärin tummia muodostumia, jotka sitten siirtyvät. Vahvat magneettikentät ovat tällaisten pisteiden erottuva piirre. Ja tumma väri saadaan ympäröivään fotosfääriin verrattuna alhaisemmasta lämpötilasta.

Auringon kromosfääri

Auringon kromosfääri (värillinen pallo) on aurinkokehän ilmakehän tiheä kerros (10 000 km), joka sijaitsee suoraan fotosfäärin takana. Kromosfääri on melko ongelmallista havaita, koska se sijaitsee lähellä fotosfääriä. Se näkyy parhaiten, kun Kuu peittää fotosfäärin, ts. auringonpimennysten aikana.

Auringon kohokohdat ovat valtavia vetypäästöjä, jotka muistuttavat pitkiä valokuituja. Kohteet kohoavat valtaviin etäisyyksiin saavuttaen Auringon halkaisijan (1,4 mm km), liikkuvat noin 300 km/s nopeudella ja lämpötila nousee 10 000 asteeseen.

Auringon korona

Auringon korona on Auringon ilmakehän ulompi ja laajennettu kerros, joka on peräisin kromosfäärin yläpuolelta. Aurinkokoronan pituus on erittäin pitkä ja saavuttaa useiden auringonhalkaisijoiden arvot. Tiedemiehet eivät ole vielä saaneet selkeää vastausta kysymykseen, mihin se tarkalleen päättyy.

Auringon koronan koostumus on harvinainen, erittäin ionisoitunut plasma. Se sisältää raskaita ioneja, heliumytimellä varustettuja elektroneja ja protoneja. Koronan lämpötila on 1-2 miljoonaa astetta K suhteessa Auringon pintaan.

Aurinkotuuli on jatkuvaa aineen (plasman) ulosvirtausta aurinkoilmakehän ulkokuoresta. Se koostuu protoneista, atomiytimistä ja elektroneista. Aurinkotuulen nopeus voi vaihdella 300 km/s - 1500 km/s Auringossa tapahtuvien prosessien mukaisesti. Aurinkotuuli leviää koko aurinkokuntaan ja vuorovaikutuksessa sen kanssa magneettikenttä Maa aiheuttaa erilaisia ilmiöitä, joista yksi on revontulet.

Säteily Auringosta

Aurinko lähettää energiaansa kaikilla aallonpituuksilla, mutta eri tavoin. Noin 44 % säteilyenergiasta on spektrin näkyvässä osassa ja maksimi vastaa kelta-vihreää väriä. Noin 48 % Auringon menettämästä energiasta kulkeutuu läheisten ja kaukaisten infrapunasäteiden mukana. Gamma-, röntgen-, ultravioletti- ja radiosäteilyn osuus on vain noin 8 %.

Auringon säteilyn näkyvä osa spektrianalyysilaitteilla tutkittuna osoittautuu epähomogeeniseksi - spektrissä havaitaan J. Fraunhoferin vuonna 1814 kuvaamia absorptioviivoja. Nämä viivat syntyvät, kun tiettyjen aallonpituuksien fotoneja absorboivat erilaisten kemiallisten alkuaineiden atomit Auringon ilmakehän ylemmissä, suhteellisen kylmissä kerroksissa. Spektrianalyysin avulla on mahdollista saada tietoa Auringon koostumuksesta, koska tietty joukko spektriviivoja luonnehtii yksinomaan tarkasti kemiallinen alkuaine. Esimerkiksi Auringon spektrin havaintoja käyttämällä ennustettiin heliumin löytymistä, joka eristettiin myöhemmin maan päällä.

Säteilytyypit

Havaintojen aikana tutkijat havaitsivat, että aurinko on voimakas radiosäteilyn lähde. Radioaallot tunkeutuvat planeettojen väliseen avaruuteen ja niitä lähettävät kromosfääri (senttiaallot) ja korona (desimetri- ja metriaallot). Auringon radiolähetyksessä on kaksi komponenttia – vakio ja muuttuva (purskeet, "melumyrskyt"). Voimakkaiden auringonpurkausten aikana Auringon radiosäteily lisääntyy tuhansia ja jopa miljoonia kertoja hiljaisen Auringon radiosäteilyyn verrattuna. Tämä radiosäteily ei ole luonteeltaan lämpöistä.

Röntgensäteet tulevat pääasiassa kromosfäärin ja koronan ylemmistä kerroksista. Säteily on erityisen voimakasta aurinkoaktiivisuuden enimmäisvuosina.

Aurinko ei säteile vain valoa, lämpöä ja kaikkea muuta elektromagneettinen säteily. Se on myös jatkuvan hiukkasvirtauksen lähde - hiukkaset. Neutriinot, elektronit, protonit, alfahiukkaset ja raskaammat atomiytimet yhdessä muodostavat Auringon korpuskulaarisen säteilyn. Merkittävä osa tästä säteilystä on enemmän tai vähemmän jatkuvaa plasman ulosvirtausta - aurinkotuuli, joka on jatkoa aurinkokehän uloimmille kerroksille - aurinkokoronalle. Tämän jatkuvasti puhaltavan plasmatuulen taustalla Auringon yksittäiset alueet ovat suuntautuneempien, tehostuneiden, ns. Todennäköisimmin ne liittyvät aurinkokoronan erityisalueisiin - koronareikiin ja mahdollisesti myös Auringon pitkäikäisiin aktiivisiin alueisiin. Lopuksi voimakkaimmat lyhytaikaiset hiukkasvirrat, pääasiassa elektronit ja protonit, liittyvät auringonpurkausihin. Voimakkaimpien soihdutusten seurauksena hiukkaset voivat saavuttaa nopeuden, joka on huomattava osa valon nopeudesta. Hiukkasia, joilla on näin suuri energia, kutsutaan auringon kosmisiksi säteiksi.

Auringon korpuskulaarisella säteilyllä on vahva vaikutus Maapallolla ja ensisijaisesti sen ilmakehän ylemmillä kerroksilla ja magneettikentällä aiheuttaen monia geofysikaalisia ilmiöitä. From haitallinen vaikutus Auringon säteily suojaa meitä maapallon magnetosfääriltä ja ilmakehältä.

Auringon säteilyn intensiteetti

Äärimmäisen korkeissa lämpötiloissa aurinko on erittäin voimakas säteilylähde. Auringon säteilyn näkyvällä alueella on suurin säteilyintensiteetti. Samalla se saavuttaa myös maan suuri määrä näkymätön spektri. Auringon sisällä tapahtuu prosesseja, joissa heliumatomeja syntetisoidaan vetyatomeista. Näitä prosesseja kutsutaan ydinfuusioprosesseiksi, niihin liittyy vapautuminen suuri määrä energiaa. Tämä energia saa Auringon lämpenemään 15 miljoonan celsiusasteen lämpötilaan (sisäosassa).

Auringon pinnalla (fotosfäärillä) lämpötila saavuttaa 5500 °C. Tällä pinnalla Aurinko lähettää energiaa 63 MW/m². Vain pieni osa tästä säteilystä saavuttaa maan pinnan, minkä ansiosta ihmiskunta voi elää mukavasti planeetallamme. Keskitehoinen Maan ilmakehän säteily on noin 1367 W/m². Tämä arvo voi vaihdella 5 %:n välillä johtuen siitä, että maapallo liikkuu elliptisellä kiertoradalla eri etäisyyksillä auringosta ympäri vuoden. Arvoa 1367 W/m² kutsutaan aurinkovakioksi.

Aurinkoenergia maan pinnalla

Maan ilmakehä ei päästä kaikkea aurinkoenergiaa läpi. Maan pinta ei ylitä 1000 W/m2. Osa energiasta imeytyy, osa heijastuu ilmakehän kerroksiin ja pilviin. Suuri määrä säteilyä hajoaa ilmakehän kerroksiin, mikä johtaa hajasäteilyn (diffuusi) muodostumiseen. Maan pinnalla osa säteilystä myös heijastuu ja muuttuu hajasäteilyksi. Haja- ja suoran säteilyn summaa kutsutaan auringon kokonaissäteilyksi. Hajasäteily voi vaihdella 20 - 60 %.

Maan pinnalle pääsevän energian määrään vaikuttavat myös maantieteellinen leveysaste ja vuodenaika. Napojen läpi kulkeva planeettamme akseli on kallistunut 23,5° suhteessa sen kiertoradalle Auringon ympäri. Maaliskuun välillä

syyskuuhun asti auringonvalo enemmän putoaa pohjoisella pallonpuoliskolla, muun ajan eteläisellä pallonpuoliskolla. Siksi päivän pituus kesällä ja talviaika eri. Alueen leveysaste vaikuttaa päivänvalon pituuteen. Mitä pohjoisempana, sitä pidempään kesäaika ja päinvastoin.

Auringon evoluutio

Auringon oletetaan syntyneen painekaasu- ja pölysumussa. On olemassa ainakin kaksi teoriaa siitä, mikä laukaisi sumun alkuperäisen supistumisen. Yhden heistä oletetaan, että yksi galaksimme spiraalihaaroista kulki avaruusalueemme läpi noin 5 miljardia vuotta sitten. Tämä voi aiheuttaa lievää puristumista ja johtaa painopisteiden muodostumiseen kaasu-pölypilveen. Todellakin, näemme nyt melkoisen määrän nuoria tähtiä ja hehkuvia kaasupilviä spiraalivarsien varrella. Toinen teoria viittaa siihen, että jossain lähellä (tietenkin maailmankaikkeuden mittakaavassa) muinainen massiivinen supernova räjähti. Tuloksena oleva shokkiaalto voi olla tarpeeksi voimakas käynnistämään tähtien muodostumisen "meidän" kaasu-pölysumussa. Tätä teoriaa tukee se tosiasia, että meteoriitteja tutkivat tiedemiehet ovat löytäneet melko paljon elementtejä, jotka olisivat voineet muodostua supernovaräjähdyksen aikana.

Lisäksi, kun tällainen valtava massa (2 * 1030 kg) puristui painovoimavoimien vaikutuksesta, se lämmitti itsensä voimakkaasti sisäisellä paineella lämpötiloihin, joissa lämpöydinreaktiot saattoivat alkaa sen keskustassa. Keskiosassa Auringon lämpötila on 15 000 000 K ja paine saavuttaa satoja miljardeja ilmakehyksiä. Näin sytytettiin vastasyntynyt tähti (ei pidä sekoittaa uusiin tähtiin).

Aurinko koostui elämänsä alussa pääasiassa vedystä. Se on vety, joka muuttuu heliumiksi lämpöydinreaktioiden aikana vapauttaen auringon säteilemää energiaa. Aurinko kuuluu tähtityyppiin, jota kutsutaan keltaiseksi kääpiöksi. Se on pääsekvenssitähti ja kuuluu spektriluokkaan G2. Yksinäisen tähden massa määrittää melko selvästi sen kohtalon. Sen elinaikana (~5 miljardia vuotta) poltettiin tähtemme keskustassa, jossa lämpötila on melko korkea, noin puolet vedystä. Suunnilleen saman verran aikaa, 5 miljardia vuotta, on jäljellä Auringon elämään siinä muodossa, johon olemme tottuneet.

Kun vety loppuu tähden keskeltä, Auringon koko kasvaa ja siitä tulee punainen jättiläinen. Tällä on dramaattinen vaikutus Maahan: lämpötilat nousevat, valtameret kiehuvat, elämä muuttuu mahdottomaksi. Sitten, kun "polttoaine" on käytetty kokonaan, eikä sillä enää ole voimaa pitää punaisen jättiläisen ulkokerroksia, tähtemme päättää elämänsä valkoisena kääpiönä, joka ilahduttaa tulevaisuuden tuntemattomia maan ulkopuolisia tähtitieteilijöitä uudella planetaarisella sumulla, jonka muoto voi osoittautua hyvin oudoksi planeettojen vaikutuksesta.

Auringon kuolema ajan myötä

Vain 1,1 miljardissa vuodessa tähti lisää kirkkauttaan 10%, mikä johtaa maan voimakkaaseen kuumenemiseen.
3,5 miljardissa vuodessa kirkkaus kasvaa 40 %. Valtameret alkavat haihtua ja kaikki elämä maapallolla loppuu.
5,4 miljardin vuoden kuluttua tähden ytimestä loppuu polttoaine - vety. Auringon koko alkaa kasvaa ulkokuoren harventumisen ja ytimen kuumenemisen vuoksi.
7,7 miljardissa vuodessa tähdestämme tulee punainen jättiläinen, koska kasvaa 200-kertaiseksi, minkä vuoksi Merkurius-planeetta imeytyy.
Lopussa, 7,9 miljardin vuoden kuluttua, tähden ulkokerrokset ohenevat niin ohuiksi, että ne hajoavat sumuksi ja keskellä entinen aurinko siellä on pieni esine - valkoinen kääpiö. Näin meidän olemassaolomme päättyy aurinkokunta. Kaikki romahduksen jälkeen jäljellä olevat rakennuselementit eivät katoa, niistä tulee perusta uusien tähtien ja planeettojen syntymiselle.

Universumin yleisimmät tähdet ovat punaisia kääpiöitä. Tämä johtuu suurelta osin niiden alhaisesta massasta, jonka ansiosta ne voivat elää hyvin pitkään ennen kuin niistä tulee valkoisia kääpiöitä.
Melkein kaikilla maailmankaikkeuden tähdillä on sama kemiallinen koostumus ja ydinfuusioreaktio tapahtuu jokaisessa tähdessä ja on lähes identtinen, ja sen määrää vain polttoaineen syöttö.
Kuten tiedämme, neutronitähdet ovat valkoisen kääpiön tavoin yksi tähtien evoluution viimeisistä prosesseista, jotka syntyvät suurelta osin supernovaräjähdyksen jälkeen. Aikaisemmin valkoisen kääpiön erottaminen neutronitähdestä oli usein vaikeaa, mutta nyt kaukoputkea käyttävät tutkijat ovat löytäneet niissä eroja. Neutronitähti kerää enemmän valoa ympärilleen ja tämä on helppo havaita infrapunateleskooppien avulla. Sijalla kahdeksas mielenkiintoisia seikkoja tähdistä.
Uskomattoman massansa ansiosta yleinen teoria Einsteinin suhteellisuusteorian mukaan musta aukko on itse asiassa avaruuden mutka, jossa kaikki sen painovoimakentässä on työnnetty sitä kohti. Mustan aukon painovoimakenttä on niin voimakas, ettei edes valo pääse pakoon sitä.
Tietääksemme tähden polttoaineen loppuessa tähti voi kasvaa kooltaan yli 1000-kertaiseksi, sitten se muuttuu valkoiseksi kääpiöksi, ja reaktion nopeuden vuoksi se räjähtää. Tämä reaktio tunnetaan paremmin supernovana. Tiedemiehet ehdottavat, että tämän pitkän prosessin seurauksena tällaisia salaperäisiä mustia aukkoja muodostuu.
Monet yötaivaalla näkemistämme tähdistä voivat näyttää vain yhdeltä valon välähdyksestä. Näin ei kuitenkaan aina ole. Suurin osa taivaalla näkemistämme tähdistä on itse asiassa kahden tähden järjestelmiä tai binääritähtijärjestelmiä. Ne ovat yksinkertaisesti käsittämättömän kaukana ja meistä näyttää siltä, että näemme vain yhden valopilkun.
Lyhyimmän elinkaaren omaavat tähdet ovat massiivisimpia. Ne edustavat suurta massaa kemialliset aineet ja yleensä polttavat polttoaineensa paljon nopeammin.
Huolimatta siitä, että joskus meistä näyttää siltä, että aurinko ja tähdet tuikkivat, todellisuudessa näin ei ole. Välkkyvä vaikutus on vain tähdestä tuleva valo, joka tällä hetkellä kulkee Maan ilmakehän läpi, mutta ei ole vielä päässyt silmiimme. Kolmas paikka tähtiä koskevien mielenkiintoisimpien faktojen joukossa.
Etäisyydet, joita tarvitaan arvioitaessa, kuinka kaukana tähti on, ovat käsittämättömän suuria. Tarkastellaanpa esimerkkiä: Maata lähin tähti on noin 4,2 valovuoden päässä, ja sen saavuttaminen nopeimmalla aluksellamme kestää noin 70 000 vuotta.
Viilein tunnettu tähti on ruskea kääpiö CFBDSIR 1458+10B, jonka lämpötila on vain noin 100 °C. Kuumin tunnettu tähti, se on sininen superjättiläinen, joka sijaitsee Linnunrata nimeltään "Zeta Puppis", sen lämpötila on yli 42 000 °C.

Tärkein lähde, josta maapallon pinta ja ilmakehä saavat lämpöenergiaa, on aurinko. Se lähettää valtavan määrän säteilyenergiaa kosmiseen avaruuteen: lämpöä, valoa, ultraviolettia. Auringon lähettämä elektromagneettiset aallot etenee 300 000 km/s nopeudella.

Lämmitys riippuu auringonvalon tulokulmasta maanpinta. Kaikki auringonsäteet saapuvat maan pinnalle yhdensuuntaisesti toistensa kanssa, mutta koska maa on pallomainen, auringonsäteet putoavat sen pinnan eri osiin eri kulmissa. Kun aurinko on zeniitissään, sen säteet putoavat pystysuoraan ja maapallo lämpenee enemmän.

Koko Auringon lähettämää säteilyenergiajoukkoa kutsutaan auringonsäteily, se ilmaistaan yleensä kaloreina pinta-alayksikköä kohden vuodessa.

Auringon säteily määrää lämpötilajärjestelmä Maan ilmatroposfääri.

On huomattava, että kaikki yhteensä Auringon säteily on yli kaksi miljardia kertaa maapallon vastaanottaman energian määrä.

Maan pinnalle tuleva säteily koostuu suorasta ja hajasäteilystä.

Säteilyä, joka tulee Maahan suoraan auringosta suoran auringonvalon muodossa pilvettömän taivaan alla, kutsutaan suoraan. Se kuljettaa suurimman määrän lämpöä ja valoa. Jos planeetallamme ei olisi ilmakehää, maan pinta vastaanottaisi vain suoraa säteilyä.

Ilmakehän läpi kulkevasta auringon säteilystä kuitenkin noin neljännes hajoaa kaasumolekyylejä ja epäpuhtauksia ja poikkeaa suoralta reitiltä. Jotkut niistä saavuttavat maan pinnan muodostaen hajallaan olevaa auringon säteilyä. Sironneen säteilyn ansiosta valo tunkeutuu paikkoihin, joihin suora auringonvalo (suora säteily) ei tunkeudu. Tämä säteily luo päivänvaloa ja antaa väriä taivaalle.

Auringon kokonaissäteily

Kaikki Maahan saavuttavat auringonsäteet ovat auringon kokonaissäteily, eli suoran ja hajasäteilyn kokonaisuus (kuva 1).

Riisi. 1. Auringon kokonaissäteily vuonna

Auringon säteilyn jakautuminen maan pinnalle

Auringon säteily jakautuu maapallolle epätasaisesti. Se riippuu:

1. ilman tiheydestä ja kosteudesta - mitä korkeammat ne ovat, sitä vähemmän säteilyä maan pinta vastaanottaa;

2. alkaen maantieteellinen leveysaste maasto - säteilyn määrä kasvaa napoilta päiväntasaajalle. Suoran auringonsäteilyn määrä riippuu auringonsäteiden ilmakehän läpi kulkevan reitin pituudesta. Kun aurinko on zeniitissään (säteiden tulokulma on 90°), sen säteet osuvat maahan lyhin reitti ja luovuttavat intensiivisesti energiaansa pienelle alueelle. Maapallolla tämä tapahtuu vyöhykkeellä 23° pohjoista leveyttä. w. ja 23° S. sh. eli tropiikkojen välissä. Kun siirryt pois tältä vyöhykkeeltä etelään tai pohjoiseen, auringonsäteiden polun pituus kasvaa, eli niiden tulokulma maan pinnalle pienenee. Säteet alkavat pudota Maahan pienemmässä kulmassa, ikään kuin liukuen, lähestyen tangenttiviivaa napojen alueella. Tämän seurauksena sama energiavirta jakautuu Suuri alue, siksi heijastuneen energian määrä kasvaa. Siten päiväntasaajan alueella, jossa auringonsäteet putoavat maan pinnalle 90° kulmassa, maan pinnan vastaanottaman suoran auringonsäteilyn määrä on suurempi, ja kun liikumme kohti napoja, tämä määrä jyrkästi vähenee. Lisäksi päivän pituus riippuu alueen leveysasteesta. eri aikoina vuosi, joka määrittää myös maan pinnalle tulevan auringonsäteilyn määrän;

3. Maan vuotuisesta ja päivittäisestä liikkeestä - keski- ja korkeilla leveysasteilla auringon säteilyn sisäänvirtaus vaihtelee suuresti vuodenaikojen mukaan, mikä liittyy Auringon keskipäivän korkeuden ja vuorokauden pituuden muutoksiin;

4. maan pinnan luonteesta - mitä vaaleampi pinta, sitä enemmän auringonvaloa se heijastaa. Pinnan kykyä heijastaa säteilyä kutsutaan albedo(latinan sanasta whiteness). Lumi heijastaa säteilyä erityisen voimakkaasti (90 %), hiekka heikommin (35 %) ja musta maa vielä heikommin (4 %).

Maan pinta absorboi auringon säteilyä (absorboitunut säteily), lämpenee ja säteilee lämpöä ilmakehään (heijastunut säteily). Ilmakehän alemmat kerrokset estävät suurelta osin maanpäällisen säteilyn. Maan pinnan absorboima säteily kuluu maaperän, ilman ja veden lämmittämiseen.

Sitä osaa kokonaissäteilystä, joka jää jäljelle maan pinnan heijastuksen ja lämpösäteilyn jälkeen, kutsutaan säteilytasapaino. Maan pinnan säteilytase vaihtelee vuorokauden aikana ja vuodenaikojen mukaan, mutta keskimäärin vuodessa se on positiivinen arvo kaikkialla paitsi jäiset aavikot Grönlanti ja Etelämanner. Maksimiarvot Säteilytasapaino saavuttaa matalilla leveysasteilla (välillä 20° N ja 20° S) - yli 42 * 10 2 J/m 2, noin 60° leveysasteella molemmilla pallonpuoliskoilla se laskee arvoon 8 * 10 2 -13 * 10 2 J/m2.

Auringon säteet luovuttavat jopa 20 % energiastaan ilmakehään, joka jakautuu koko ilmanpaksuudelle, ja siksi niiden aiheuttama ilman lämpeneminen on suhteellisen pientä. Aurinko lämmittää maapallon pintaa, joka siirtää lämpöä ilmakehän ilmaa johdosta konvektio(alkaen lat. konvektio- toimitus), eli maan pinnalla lämmitetyn ilman pystysuuntaista liikettä, jonka tilalle laskeutuu kylmempää ilmaa. Siitä se tunnelma syntyy suurin osa lämpöä - keskimäärin kolme kertaa enemmän kuin suoraan auringosta.

Läsnäolo sisään hiilidioksidi ja vesihöyry estää maan pinnalta heijastunutta lämpöä pääsemästä vapaasti avaruuteen. He luovat Kasvihuoneilmiö, jonka ansiosta lämpötilaero Maan päällä päivän aikana ei ylitä 15 °C. Jos ilmakehässä ei olisi hiilidioksidia, maan pinta jäähtyisi 40-50 °C yössä.

Kasvavan mittakaavan seurauksena Taloudellinen aktiivisuus ihmiset - hiilen ja öljyn polttaminen lämpövoimalaitoksilla, teollisuusyritysten päästöt, autojen lisääntyvät päästöt - ilmakehän hiilidioksidipitoisuus kasvaa, mikä johtaa lisääntyneisiin kasvihuoneilmiö ja uhkaa globaali muutos ilmasto.

Auringon säteet, jotka ovat kulkeneet ilmakehän läpi, osuvat maan pintaan ja lämmittävät sitä, mikä puolestaan vapauttaa lämpöä ilmakehään. Tämä selittää ominaispiirre troposfääri: ilman lämpötilan lasku korkeuden myötä. Mutta on tapauksia, joissa ilmakehän korkeammat kerrokset osoittautuvat lämpimämmiksi kuin alemmat. Tätä ilmiötä kutsutaan lämpötilan inversio(latinasta inversio - kääntäminen).

Lämmönlähteet. Ilmakehän elämässä on ratkaiseva merkitys lämpöenergia. Tämän energian päälähde on aurinko. Mitä tulee Kuun, planeettojen ja tähtien lämpösäteilyyn, se on Maan kannalta niin merkityksetöntä, että sitä ei käytännössä voida ottaa huomioon. Tarjoaa huomattavasti enemmän lämpöenergiaa sisäinen lämpö Maapallo. Geofyysikkojen laskelmien mukaan jatkuva lämmön virtaus maan sisältä nostaa maan pinnan lämpötilaa 0°,1. Mutta tällainen lämpövirta on vielä niin pieni, ettei sitäkään tarvitse ottaa huomioon. Siten ainoana lämpöenergian lähteenä Maan pinnalla voidaan pitää vain aurinkoa.

Auringonsäteily. Aurinko, jonka fotosfäärin (säteilypinnan) lämpötila on noin 6000°, säteilee energiaa avaruuteen kaikkiin suuntiin. Osa tästä energiasta, valtavan rinnakkaisten auringonsäteiden muodossa, osuu Maahan. Auringon energiaa, joka saavuttaa maan pinnan suorana Auringosta tulevana säteenä, kutsutaan suoraa auringon säteilyä. Mutta kaikki Maahan suunnattu auringon säteily ei saavuta maan pintaa, koska auringonsäteet, jotka kulkevat paksun ilmakehän kerroksen läpi, absorboituvat osittain siihen, osittain hajotetaan molekyyleistä ja suspendoituneista ilmahiukkasista, ja osa heijastuu pilvistä. Tuo osa aurinkoenergia, joka hajoaa ilmakehässä, kutsutaan hajallaan olevaa säteilyä. Hajallaan oleva auringon säteily kulkee ilmakehän läpi ja saavuttaa maan pinnan. Havaitsemme tämän tyyppisen säteilyn tasaisena päivänvalona, kun Aurinko on kokonaan pilvien peitossa tai se on juuri kadonnut horisontin alle.

Maan pinnan saavuttanut suora ja diffuusi auringonsäteily ei absorboi sitä kokonaan. Osa auringon säteilystä heijastuu maan pinnalta takaisin ilmakehään ja löytyy sieltä sädevirran muodossa, ns. heijastunut auringon säteily.

Auringon säteilyn koostumus on hyvin monimutkainen, mikä liittyy hyvin korkea lämpötila Auringon säteilevä pinta. Perinteisesti aallonpituuden mukaan auringon säteilyn spektri jaetaan kolmeen osaan: ultravioletti (η<0,4<μ видимую глазом (η 0,4 μ - 0,76 μ) ja infrapunaosa (η > 0,76 μ). Auringon fotosfäärin lämpötilan lisäksi auringon säteilyn koostumukseen maan pinnalla vaikuttaa myös osan auringonsäteiden absorptio ja sironta, kun ne kulkevat Maan ilmakuoren läpi. Tässä suhteessa auringon säteilyn koostumus ilmakehän ylärajalla ja maan pinnalla on erilainen. Teoreettisten laskelmien ja havaintojen perusteella on todettu, että ilmakehän rajalla ultraviolettisäteilyn osuus on 5 %, näkyvät säteet 52 % ja infrapuna 43 %. Maan pinnalla (auringon korkeudessa 40°) ultraviolettisäteilyn osuus on vain 1 %, näkyvät säteet 40 % ja infrapunasäteet 59 %.

Auringon säteilyn intensiteetti. Suoran auringonsäteilyn intensiteetillä tarkoitetaan lämmön määrää kaloreina minuutissa. Auringon pinnan säteilyenergiasta 1 cm 2, sijaitsee kohtisuorassa auringonsäteisiin nähden.

Suoran auringonsäteilyn intensiteetin mittaamiseen käytetään erityisiä instrumentteja - aktinometrejä ja pyrheliometrejä; Sironneen säteilyn määrä määritetään pyranometrillä. Auringon säteilyn keston automaattinen rekisteröinti tapahtuu aktinografeilla ja heliografeilla. Auringon säteilyn spektrivoimakkuus määritetään spektrobolografilla.

Ilmakehän rajalla, jossa Maan ilmakuoren absorboiva ja sirottava vaikutus on poissuljettu, suoran auringon säteilyn intensiteetti on noin 2 ulosteet mennessä 1 cm 2 pinnat 1 minuutissa. Tätä määrää kutsutaan aurinkovakio. Auringon säteilyn intensiteetti 2 ulosteet mennessä 1 cm 2 1 minuutissa tuottaa niin paljon lämpöä vuoden aikana, että se riittäisi sulattamaan jääkerroksen 35 m paksu, jos tällainen kerros peittäisi koko maan pinnan.

Lukuisat auringon säteilyn voimakkuuden mittaukset antavat aihetta uskoa, että maapallon ilmakehän ylärajalle saapuvan aurinkoenergian määrä vaihtelee useita prosentteja. Värähtelyt ovat jaksollisia ja ei-jaksollisia, ja ne liittyvät ilmeisesti itse Auringossa tapahtuviin prosesseihin.

Lisäksi auringon säteilyn intensiteetissä tapahtuu jonkin verran muutosta vuoden aikana, koska maapallo vuotuisessa kiertoliikkeessään ei liiku ympyrässä, vaan ellipsissä, jonka yhdessä polttopisteessä aurinko sijaitsee . Tässä suhteessa etäisyys Maan ja Auringon välillä muuttuu ja sen seurauksena auringon säteilyn intensiteetti vaihtelee. Suurin intensiteetti havaitaan tammikuun 3. päivän paikkeilla, jolloin Maa on lähinnä aurinkoa, ja pienin heinäkuun 5. päivän tienoilla, jolloin Maa on suurimmalla etäisyydellä Auringosta.

Tästä syystä auringon säteilyn intensiteetin vaihtelut ovat hyvin pieniä ja niillä voi olla vain teoreettista merkitystä. (Energian määrä maksimietäisyydellä on suhteessa minimietäisyyden energiamäärään 100:107, eli ero on täysin merkityksetön.)

Maapallon pinnan säteilytysolosuhteet. Pelkästään Maan pallomainen muoto johtaa siihen, että Auringon säteilyenergia jakautuu hyvin epätasaisesti maan pinnalle. Joten kevät- ja syyspäiväntasauspäivinä (21. maaliskuuta ja 23. syyskuuta) säteiden tulokulma on keskipäivällä vain päiväntasaajalla 90° (kuva 30), ja kun se lähestyy napoja, se laskea 90 astetta 0 asteeseen. Täten,

jos päiväntasaajalla vastaanotetun säteilyn määräksi otetaan 1, niin 60. leveydellä se ilmaistaan 0,5:nä ja navalla 0.

Maapallolla on lisäksi päivittäinen ja vuotuinen liike, ja maan akseli on kalteva kiertoradan tasoon nähden 66°,5. Tämän kaltevuuden ansiosta päiväntasaajan ja kiertoratatason välille muodostuu kulma 23°30. Tämä seikka johtaa siihen, että auringonsäteiden tulokulmat samoilla leveysasteilla vaihtelevat 47° (23,5 + 23,5) sisällä. ) .

Vuodenajasta riippuen ei vain säteiden tulokulma, vaan myös valaistuksen kesto muuttuu. Jos trooppisissa maissa päivän ja yön pituus on suunnilleen sama kaikkina vuodenaikoina, niin napaisissa maissa se on päinvastoin hyvin erilainen. Joten esimerkiksi 70° pohjoista leveyttä. w. kesällä aurinko ei laske 65 päivään 80° pohjoista leveyttä. sh. - 134 ja pylväässä -186. Tästä johtuen säteily pohjoisnavalla kesäpäivänseisauksen päivänä (22. kesäkuuta) on 36 % suurempi kuin päiväntasaajalla. Koko kesäpuoliskon osalta napa vastaanottaa lämpöä ja valoa vain 17 % vähemmän kuin päiväntasaajalla. Näin ollen kesällä napaisissa maissa valaistuksen kesto suurelta osin kompensoi säteilyn puutetta, joka johtuu säteiden pienestä tulokulmasta. Talvipuoliskolla kuva on täysin erilainen: säteilyn määrä samalla pohjoisnavalla on yhtä suuri kuin 0. Tämän seurauksena vuoden aikana keskimääräinen säteilymäärä navalla on 2,4 vähemmän kuin pohjoisnavalla. päiväntasaaja. Kaikesta sanotusta seuraa, että aurinkoenergian määrä, jonka Maa vastaanottaa säteilyn kautta, määräytyy säteiden tulokulman ja säteilyn keston mukaan.

Ilman ilmakehän puuttuessa eri leveysasteilla maan pinta saisi seuraavan määrän lämpöä vuorokaudessa, ilmaistuna kaloreina per 1 cm 2(katso taulukko sivulla 92).

Taulukossa annettua säteilyn jakautumista maan pinnalle kutsutaan yleensä ns aurinkoinen ilmasto. Toistamme, että meillä on tällainen säteilyn jakautuminen vain ilmakehän ylärajalla.

Auringon säteilyn heikkeneminen ilmakehässä. Toistaiseksi olemme puhuneet auringon lämmön jakautumisen edellytyksistä maan pinnalle ottamatta huomioon ilmakehää. Samaan aikaan ilmapiirillä on tässä tapauksessa suuri merkitys. Ilmakehän läpi kulkeva auringon säteily kokee hajaantumista ja lisäksi absorptiota. Molemmat prosessit yhdessä vaimentavat auringon säteilyä merkittävästi.

Auringon säteet, jotka kulkevat ilmakehän läpi, kokevat ennen kaikkea sirontaa (diffuusiota). Sironta syntyy siitä, että ilmamolekyyleistä ja ilmassa olevista kiinteiden ja nestemäisten kappaleiden hiukkasista taittuneet ja heijastuneet valonsäteet poikkeavat suoralta tieltä Vastaanottaja todella "hajaantua".

Sironta vaimentaa suuresti auringon säteilyä. Vesihöyryn ja erityisesti pölyhiukkasten määrän kasvaessa dispersio lisääntyy ja säteily heikkenee. Suurissa kaupungeissa ja autiomaa-alueilla, joissa ilman pölypitoisuus on suurin, leviäminen heikentää säteilyn voimakkuutta 30-45 %. Sironnan ansiosta saadaan päivänvaloa, joka valaisee esineitä, vaikka auringonsäteet eivät suoraan osuisi niihin. Sironta määrää myös taivaan värin.

Tarkastellaan nyt ilmakehän kykyä absorboida Auringosta tulevaa säteilyenergiaa. Pääkaasut, jotka muodostavat ilmakehän, absorboivat suhteellisen vähän säteilyenergiaa. Epäpuhtauksilla (vesihöyry, otsoni, hiilidioksidi ja pöly) on päinvastoin korkea absorptiokyky.

Troposfäärissä merkittävin epäpuhtaus on vesihöyry. Ne imevät erityisen voimakkaasti infrapunasäteitä (pitkäaallonpituisia), eli pääasiassa lämpösäteitä. Ja mitä enemmän vesihöyryä ilmakehässä, sitä luonnollisesti enemmän ja. imeytyminen. Vesihöyryn määrä ilmakehässä on alttiina suurille muutoksille. Luonnollisissa olosuhteissa se vaihtelee 0,01 - 4 % (tilavuus).

Otsonilla on erittäin korkea absorptiokyky. Kuten jo mainittiin, merkittävä otsonin seos sijaitsee stratosfäärin alemmissa kerroksissa (tropopaussin yläpuolella). Otsoni absorboi ultraviolettisäteet (lyhytaalto) lähes kokonaan.

Hiilidioksidilla on myös korkea absorptiokyky. Se absorboi pääasiassa pitkäaaltoisia eli pääasiassa lämpösäteitä.

Ilmassa oleva pöly imee myös jonkin verran auringon säteilyä. Auringon säteillä lämmitettynä se voi nostaa ilman lämpötilaa merkittävästi.

Maahan tulevasta aurinkoenergian kokonaismäärästä ilmakehä imee vain noin 15 %.

Auringon säteilyn vaimennus ilmakehän sironnan ja absorption vaikutuksesta on hyvin erilaista maan eri leveysasteilla. Tämä ero riippuu ensisijaisesti säteiden tulokulmasta. Auringon zeniittiasemassa pystysuoraan putoavat säteet ylittävät ilmakehän lyhintä polkua pitkin. Tulokulman pienentyessä säteiden reitti pitenee ja auringon säteilyn vaimeneminen kasvaa. Jälkimmäinen näkyy selvästi piirroksesta (kuva 31) ja oheisesta taulukosta (taulukossa auringonsäteen polku Auringon zeniittiasemassa on otettu yhdeksi).

Säteiden tulokulmasta riippuen ei vain säteiden lukumäärä, vaan myös niiden laatu muuttuu. Sinä aikana, jolloin aurinko on zeniitissään (pään yläpuolella), ultraviolettisäteilyn osuus on 4 %.

näkyvä - 44% ja infrapuna - 52%. Kun Aurinko on lähellä horisonttia, ultraviolettisäteitä ei ole lainkaan, näkyvissä 28 % ja infrapunassa 72 %.

Ilmakehän vaikutuksen monimutkaisuutta auringon säteilyyn pahentaa entisestään se, että sen siirtokapasiteetti vaihtelee suuresti vuodenajasta ja sääolosuhteista riippuen. Eli jos taivas olisi koko ajan pilvetön, niin auringon säteilyn vuotuinen kulku eri leveysasteilla voitaisiin ilmaista graafisesti seuraavasti (kuva 32) Piirustuksessa näkyy selvästi, että pilvettömällä taivaalla Moskovassa toukokuussa Kesä- ja heinäkuussa lämpöä saataisiin enemmän auringon säteilystä kuin päiväntasaajalla. Vastaavasti toukokuun, kesäkuun ja heinäkuun ensimmäisellä puoliskolla lämpöä vastaanotettaisiin enemmän pohjoisnavalla kuin päiväntasaajalla ja Moskovassa. Toistamme, että näin olisi pilvettömän taivaan tapauksessa. Mutta todellisuudessa tämä ei toimi, koska pilvisyys heikentää merkittävästi auringon säteilyä. Otetaan esimerkki kaaviosta (kuva 33). Kaavio osoittaa, kuinka paljon auringon säteilyä ei pääse maan pinnalle: merkittävä osa siitä viivästyy ilmakehän ja pilvien takia.

On kuitenkin sanottava, että pilvien absorboima lämpö menee osittain ilmakehän lämmittämiseen ja osittain epäsuorasti maan pinnalle.

Auringon intensiteetin päivittäiset ja vuosittaiset vaihtelutvalon säteilyä. Suoran auringon säteilyn voimakkuus maan pinnalla riippuu Auringon korkeudesta horisontin yläpuolella ja ilmakehän tilasta (sen pölyisyydestä). Jos. Jos ilmakehän läpinäkyvyys pysyisi vakiona koko päivän, auringon säteilyn maksimivoimakkuus havaittaisiin keskipäivällä ja minimi auringonnousun ja -laskun aikaan. Tässä tapauksessa auringon säteilyn päivittäisen intensiteetin kaavio olisi symmetrinen suhteessa puoleen päivään.

Pölyn, vesihöyryn ja muiden epäpuhtauksien pitoisuus ilmakehässä muuttuu jatkuvasti. Tässä suhteessa ilman läpinäkyvyys muuttuu ja auringon säteilyn intensiteettikäyrän symmetria häiriintyy. Usein, varsinkin kesällä, keskipäivällä, kun maan pinta lämpenee voimakkaasti, syntyy voimakkaita ylöspäin suuntautuvia ilmavirtoja ja ilmakehän vesihöyryn ja pölyn määrä lisääntyy. Tämä johtaa auringon säteilyn merkittävään vähenemiseen keskipäivällä; Säteilyn enimmäisintensiteetti havaitaan tässä tapauksessa ennen keskipäivää tai iltapäivällä. Auringon säteilyn intensiteetin vuotuinen vaihtelu liittyy myös Auringon korkeuden muutoksiin horisontin yläpuolella ympäri vuoden sekä ilmakehän läpinäkyvyyden tilaan eri vuodenaikoina. Pohjoisen pallonpuoliskon maissa Auringon korkein korkeus horisontin yläpuolella tapahtuu kesäkuussa. Mutta samalla havaitaan ilmakehän suurin pölyisyys. Siksi suurin intensiteetti ei tapahdu yleensä keskellä kesää, vaan kevätkuukausina, jolloin aurinko nousee melko korkealle* horisontin yläpuolelle ja ilmakehä talven jälkeen pysyy suhteellisen kirkkaana. Havainnollistaaksemme auringon säteilyn voimakkuuden vuosittaista vaihtelua pohjoisella pallonpuoliskolla esitämme tiedot kuukausittaisista keskipäivän säteilyintensiteettiarvoista Pavlovskissa.

Auringon säteilyn lämmön määrä. Päivän aikana Maan pinta saa jatkuvasti lämpöä suorasta ja hajasäteilystä tai vain hajasäteilystä (pilvisellä säällä). Päivittäinen lämmön määrä määritetään aktinometristen havaintojen perusteella: ottamalla huomioon maan pinnalle tulevan suoran ja hajasäteilyn määrä. Kun kunkin päivän lämmön määrä on määritetty, lasketaan maan pinnan vastaanottama lämpömäärä kuukaudessa tai vuodessa.

Maan pinnan auringon säteilystä saama päivittäinen lämmön määrä riippuu säteilyn voimakkuudesta ja sen vaikutuksen kestosta vuorokauden aikana. Tässä suhteessa pienin lämmöntuotto tapahtuu talvella ja suurin kesällä. Kokonaissäteilyn maantieteellisessä jakautumisessa maapallon ympärillä sen kasvua havaitaan leveysasteiden pienentyessä. Tämä asema vahvistetaan seuraavassa taulukossa.

Suoran ja hajasäteilyn rooli maan pinnan vuotuisessa lämpömäärässä maapallon eri leveysasteilla on erilainen. Korkeilla leveysasteilla vuotuista lämmön määrää hallitsee hajasäteily. Leveysasteen pienentyessä suora auringonsäteily tulee hallitsevaksi. Esimerkiksi Tikhayan lahdella auringon hajasäteily tuottaa 70 % vuotuisesta lämpömäärästä ja suora säteily vain 30 %. Taškentissa päinvastoin suora auringonsäteily tuottaa 70 %, hajallaan vain 30 %.

Maan heijastuskyky. Albedo. Kuten jo todettiin, maan pinta absorboi vain osan auringon energiasta, joka saavuttaa sen suoran ja hajasäteilyn muodossa. Toinen osa heijastuu ilmakehään. Tietyn pinnan heijastaman auringon säteilyn määrän suhdetta tälle pinnalle tulevan säteilyenergiavirran määrään kutsutaan albedoksi. Albedo ilmaistaan prosentteina ja kuvaa tietyn pinta-alan heijastavuutta.

Albedo riippuu pinnan luonteesta (maaperän ominaisuudet, lumen, kasvillisuuden, veden läsnäolo jne.) ja Auringon säteiden tulokulmasta maan pinnalle. Joten esimerkiksi jos säteet putoavat maan pinnalle 45° kulmassa, niin:

Yllä olevista esimerkeistä käy selväksi, että eri esineiden heijastavuus ei ole sama. Se on suurin lumen lähellä ja vähiten veden lähellä. Otamme esimerkit koskevat kuitenkin vain niitä tapauksia, joissa Auringon korkeus horisontin yläpuolella on 45°. Kun tämä kulma pienenee, heijastuskyky kasvaa. Joten esimerkiksi auringon korkeudessa 90° vesi heijastaa vain 2 %, 50° - 4 %, 20° - 12 %, 5° - 35-70 % (riippuen veden pinnan tilasta). ).

Kun pilvetön taivas on pilvetön, maapallon pinta heijastaa keskimäärin 8 % auringon säteilystä. Lisäksi 9 % heijastuu ilmakehään. Siten maapallo kokonaisuudessaan pilvettömällä taivaalla heijastaa 17% sille putoavan auringon säteilyenergiasta. Jos taivas on pilvien peitossa, 78% säteilystä heijastuu niistä. Jos otamme luonnolliset olosuhteet, jotka perustuvat todellisuudessa havaittuun pilvettömän taivaan ja pilvien peittämän taivaan väliseen suhteeseen, niin koko maan heijastuskyky on 43%.

Maan ja ilmakehän säteily. Maapallo, joka vastaanottaa aurinkoenergiaa, lämpenee ja itsestään tulee lämpösäteilyn lähteeksi avaruuteen. Maan pinnan lähettämät säteet ovat kuitenkin hyvin erilaisia kuin auringon säteet. Maa lähettää vain pitkäaaltoisia (λ 8-14 μ) näkymättömiä infrapunasäteitä (lämpösäteitä). Maan pinnan lähettämää energiaa kutsutaan maanpäällinen säteily. Maan säteilyä tapahtuu... päivä ja yö. Mitä korkeampi säteilevän kappaleen lämpötila on, sitä suurempi on säteilyn intensiteetti. Maan säteily määräytyy samoissa yksiköissä kuin auringon säteily, eli kaloreissa 1:stä cm 2 pinnat 1 minuutissa. Havainnot ovat osoittaneet, että maan säteilyn määrä on pieni. Yleensä se saavuttaa 15-18 sadasosaa kalorista. Mutta toimiessaan jatkuvasti, se voi antaa merkittävän lämpövaikutuksen.

Voimakkain maanpäällinen säteily saadaan pilvettömällä taivaalla ja ilmakehän läpinäkyvyydellä. Pilvisyys (erityisesti matalat pilvet) vähentää merkittävästi maan säteilyä ja usein nollaa sen. Tässä voidaan sanoa, että ilmakehä yhdessä pilvien kanssa on hyvä ”peitto”, joka suojaa maapalloa liialliselta jäähtymiseltä. Ilmakehän osat, kuten alueet maan pinnalla, säteilevät energiaa lämpötilansa mukaan. Tätä energiaa kutsutaan ilmakehän säteilyä. Ilmakehän säteilyn voimakkuus riippuu ilmakehän säteilevän osan lämpötilasta sekä ilmassa olevan vesihöyryn ja hiilidioksidin määrästä. Ilmakehän säteily kuuluu pitkien aaltojen ryhmään. Se leviää ilmakehässä kaikkiin suuntiin; tietty määrä siitä saavuttaa maan pinnan ja imeytyy siihen, toinen osa menee planeettojen väliseen avaruuteen.

NOIN aurinkoenergian saapuminen ja kuluttaminen maan päälle. Maan pinta toisaalta vastaanottaa aurinkoenergiaa suoran ja hajasäteilyn muodossa ja toisaalta menettää osan tästä energiasta maasäteilyn muodossa. Aurinkoenergian saapumisen ja kulutuksen seurauksena saadaan jokin tulos, joka voi olla positiivinen, toisissa negatiivinen.Annetaan esimerkkejä molemmista.

tammikuuta 8. Päivä on pilvetön. 1 cm 2 maan pintaan 20 päivässä ulosteet suora auringon säteily ja 12 ulosteet hajallaan oleva säteily; yhteensä tämä antaa 32 cal. Samaan aikaan säteilyn takia 1 cm? Maan pinta menetti 202 cal. Seurauksena on, että kirjanpitokielellä taseen tappio on 170 ulosteet(negatiivinen saldo).

6. heinäkuuta. Taivas on lähes pilvetön. 630 saatu suorasta auringonsäteilystä ulosteet, hajasäteilystä 46 cal. Yhteensä siis maan pinta sai 1 cm 2 676 cal. 173 menetti maanpäällisen säteilyn takia cal. Taseen tulos on 503 euroa ulosteet(saldo on positiivinen).

Muun muassa annetuista esimerkeistä käy täysin selväksi, miksi lauhkeat leveysasteet ovat talvella kylmiä ja kesällä lämpimiä.

Auringon säteilyn käyttö teknisiin ja kotitaloustarkoituksiin. Auringon säteily on ehtymätön luonnollinen energianlähde. Aurinkoenergian määrää maapallolla voidaan arvioida tällä esimerkillä: jos esimerkiksi käytämme auringon säteilyn lämpöä, joka putoaa vain 1/10: lle Neuvostoliiton pinta-alasta, voimme saada energiaa, joka vastaa työtä 30 tuhatta Dneprin vesivoimalaa.

Ihmiset ovat pitkään pyrkineet käyttämään auringon säteilyn ilmaista energiaa tarpeisiinsa. Tähän mennessä on luotu monia erilaisia auringon säteilyllä toimivia aurinkovoimaloita, joita käytetään laajasti teollisuudessa ja väestön kotimaisiin tarpeisiin. Neuvostoliiton eteläisillä alueilla aurinkoenergialla toimivat vedenlämmittimet, kattilat, suolaveden suolanpoistolaitokset, aurinkokuivaimet (hedelmien kuivaamiseen), keittiöt, kylpyhuoneet, kasvihuoneet ja lääkinnällisiin tarkoituksiin käytettävät laitteet toimivat aurinkosäteilyn laajan käytön perusteella. teollisuus ja yleishyödylliset palvelut. Auringon säteilyä käytetään laajasti lomakeskuksissa ihmisten terveyden hoitoon ja parantamiseen.

Auringon säteilyn näkyvä osa spektrianalyysilaitteilla tutkittuna osoittautuu epähomogeeniseksi - spektrissä havaitaan J. Fraunhoferin vuonna 1814 kuvaamia absorptioviivoja. Nämä viivat syntyvät, kun tiettyjen aallonpituuksien fotoneja absorboivat erilaisten kemiallisten alkuaineiden atomit Auringon ilmakehän ylemmissä, suhteellisen kylmissä kerroksissa. Spektrianalyysin avulla voimme saada tietoa Auringon koostumuksesta, koska tietty spektriviivojen joukko luonnehtii kemiallista alkuainetta erittäin tarkasti. Esimerkiksi Auringon spektrin havaintoja käyttämällä ennustettiin heliumin löytymistä, joka eristettiin myöhemmin maan päällä.

Röntgensäteet tulevat pääasiassa kromosfäärin ja koronan ylemmistä kerroksista. Säteily on erityisen voimakasta aurinkoaktiivisuuden enimmäisvuosina.

Aurinko ei säteile vain valoa, lämpöä ja kaikkea muuta sähkömagneettista säteilyä. Se on myös jatkuvan hiukkasvirtauksen lähde - hiukkaset. Neutriinot, elektronit, protonit, alfahiukkaset ja raskaammat atomiytimet yhdessä muodostavat Auringon korpuskulaarisen säteilyn. Merkittävä osa tästä säteilystä on enemmän tai vähemmän jatkuvaa plasman ulosvirtausta - aurinkotuuli, joka on jatkoa aurinkokehän uloimmille kerroksille - aurinkokoronalle. Tämän jatkuvasti puhaltavan plasmatuulen taustalla Auringon yksittäiset alueet ovat suuntautuneempien, tehostuneiden, ns. Todennäköisimmin ne liittyvät aurinkokoronan erityisalueisiin - koronareikiin ja mahdollisesti myös Auringon pitkäikäisiin aktiivisiin alueisiin. Lopuksi voimakkaimmat lyhytaikaiset hiukkasvirrat, pääasiassa elektronit ja protonit, liittyvät auringonpurkausihin. Voimakkaimpien soihdutusten seurauksena hiukkaset voivat saavuttaa nopeuden, joka on huomattava osa valon nopeudesta. Hiukkasia, joilla on näin suuri energia, kutsutaan auringon kosmisiksi säteiksi.

Auringon korpuskulaarisella säteilyllä on voimakas vaikutus Maahan ja ennen kaikkea sen ilmakehän ylempiin kerroksiin ja magneettikenttään aiheuttaen monia geofysikaalisia ilmiöitä. Maan magnetosfääri ja ilmakehä suojaavat meitä auringon säteilyn haitallisilta vaikutuksilta.