Le rayonnement solaire et son impact sur le corps humain et le climat. Structure et rayonnement électromagnétique du soleil

Poudovkine O.L. Structure et rayonnement électromagnétique du Soleil 0 Moscou, 2014

Poudovkine O.L. Structure et rayonnement électromagnétique du Soleil Moscou, 2014 1

UDC 52 + 55 Poudovkine O.L. Structure et rayonnement électromagnétique du Soleil. – Plateforme ouverte d'édition électronique SPUBLER. Date de parution : 2014-08-17. - 22 s. Nécessaires pour les développeurs de systèmes spatiaux pour la télédétection de la Terre et les utilisateurs d'informations spatiales sont présentés. informations générales sur le rayonnement électromagnétique du soleil. La structure du Soleil et les fondements physiques des processus qui s'y déroulent, les caractéristiques énergétiques et spectrales du rayonnement sont considérées en relation avec les tableaux de classification des gammes de fréquences adoptés par l'UIT, l'IEEE et le GOST 24375-80. Poudovkine Oleg Leonidovitch. Intérêts scientifiques dans les domaines suivants : analyse des systèmes, théorie des systèmes et du contrôle, débris spatiaux artificiels et cosmogéniques, droit international de l'espace, géophysique, systèmes mondiaux de communication et de navigation dans l'espace, gestion de projet. Plus de 100 publications scientifiques et 8 monographies. Docteur sciences techniques, membre correspondant de l'Académie d'astronautique et de l'Académie des sciences militaires. Dans l'industrie spatiale depuis 1968 : VIKA im. UN F. Mozhaisky, Complexe de commandement et de mesure du Ministère de la défense de la Fédération de Russie, Comité scientifique et technique des forces de missiles stratégiques, Comité scientifique militaire des forces spatiales ; vice-président, concepteur en chef, conseiller auprès d'organismes de l'industrie spatiale; expert du cluster spatial de la Fondation Skolkovo. Docteur en sciences techniques Pudovkin O.L. e-mail: [courriel protégé] 2

1. Structure du Soleil Le Soleil est l'étoile la plus proche de la Terre, distante de nous à une distance de 8,32 ± 0,16 minutes-lumière. Toutes les autres étoiles sont beaucoup plus éloignées. La plus proche de nous est l'étoile Proxima Centauri [de. lat roxima - la plus proche] est une naine rouge appartenant au système stellaire Alpha du Centaure, située à une distance de 4,2421 ± 0,0016 années-lumière, soit 270 000 fois la distance de la Terre au Soleil. En termes de taille, le Soleil appartient aux étoiles typiques - des naines de la classe spectrale G2 selon le diagramme de Hertzsprung-Russell. Cela signifie que la lumière du soleil, que nous avons l'habitude de percevoir comme blanche, est en réalité légèrement jaunâtre. Le Soleil est éloigné de la Terre à une distance moyenne de 149 597 870 km. Étant donné que cette distance est l'échelle la plus importante du système solaire, elle est acceptée comme l'une des principales unités de mesure des distances en astronomie et est appelée l'unité astronomique (au, au). Dans le système SI 1 au = 149 597 870 700 m. Le soleil est le corps central système solaire, plus de 99,86% de sa masse totale y est concentrée. On pense que les planètes et le Soleil sont nés il y a 4 à 5 milliards d'années d'une nébuleuse géante de gaz et de poussière. Dans le même temps, le Soleil a absorbé la plus grande partie de la masse, qui est actuellement d'environ 2 × 1027 tonnes, soit 333 000 fois la masse de la Terre et 743 fois la masse de toutes les planètes combinées. La composition chimique de la matière solaire est dominée par l'hydrogène - 72% et l'hélium - 26% de la masse du Soleil. Un peu moins d'un pour cent est de l'oxygène, 0,4% est du carbone, environ 0,1% est du néon. Si ces rapports sont exprimés en termes de nombre d'atomes, il s'avère qu'il y a 98 000 atomes d'hélium par million d'atomes d'hydrogène, 850 atomes d'oxygène, 360 atomes de carbone, 120 atomes de néon, 110 atomes d'azote et 40 atomes de fer et de silicium chacun. . Connaissant la distance au Soleil et son rayon angulaire apparent, il est facile de déterminer que le Soleil est 109 fois plus grand que la Terre et que son rayon atteint 696 000 kilomètres. Par conséquent, le volume du Soleil est plus de 1 300 000 fois le volume de la Terre, et donc la densité moyenne s'avère être presque 4 fois inférieure à celle de la Terre et est d'environ 1,4 g/cm3. Selon les normes terrestres, la luminosité du Soleil est colossale et atteint 3,85 × 1023 kW. Même une infime fraction de l'énergie solaire qui irradie le globe (et c'est environ un dix-milliardième) est des dizaines de milliers de fois plus puissante que la puissance totale de toutes les centrales électriques du monde. L'énergie des rayons solaires tombant sur une surface de 1 m2 qui leur est perpendiculaire sur Terre pourrait faire fonctionner un moteur de 1,4 kW, et 1 m2 de l'atmosphère du Soleil émet de l'énergie avec une puissance de 60 mW. Figure 1 - Structure du Soleil. Le Soleil se compose de couches internes - la zone de réactions nucléaires, la zone de transfert d'énergie rayonnante et la zone de convection, ainsi que l'atmosphère, y compris la photosphère, la chromosphère et la couronne, qui se transforme en vent solaire. 3

1.1. Les couches internes du Soleil Des études théoriques du siècle dernier, confirmées par les données expérimentales des dernières décennies, ont montré que les couches internes (non directement observables) du Soleil se composent de trois parties principales, à peu près égales en profondeur : la zone de réactions nucléaires ; zone de transfert d'énergie rayonnante ; zone convective. La zone des réactions nucléaires (partie centrale, noyau) est caractérisée par les valeurs maximales de température, de pression et de densité de matière comprimée par gravité et constamment chauffée par l'énergie des réactions thermonucléaires. On pense que le noyau solaire s'étend du centre du Soleil à une distance d'environ 175 000 km (environ 0,2 rayon solaire) et est la partie la plus chaude du Soleil. La température dans le noyau solaire est d'environ 15 000 000 K (à titre de comparaison : la température de la surface solaire dans la chromosphère est d'environ 60 000 K). La densité du noyau est de 150 000 kg/m³, soit 150 fois plus élevée que la densité de l'eau sur Terre. Une analyse des données obtenues par le vaisseau spatial SOHO a montré que dans le noyau la vitesse de rotation du Soleil autour de son axe est beaucoup plus élevée qu'à la surface. Figure 2 - SOHO [de l'anglais. Observatoire solaire et héliosphérique, code d'observatoire "249"] est un engin spatial permettant d'observer le Soleil. Projet conjoint entre l'ESA et la NASA. Il a été lancé le 2 décembre 1995 à 08:08:00 UTC, désignation internationale 1995-065A, lancé au point de Lagrange L1 du système Terre-Soleil, mis en service en mai 1996. Une réaction thermonucléaire proton-proton se produit dans le noyau, à la suite de laquelle le plus commun des deux isotopes naturels de l'hélium, 4 He, est formé de quatre protons, soit environ 99,999863 % du volume de tout l'hélium sur Terre. Dans le même temps, 4,26 millions de tonnes de matière (3,6 1038 protons) sont converties en énergie chaque seconde, mais cette valeur est négligeable par rapport à la masse du Soleil - 2 1027 tonnes. Le temps au bout duquel le Soleil épuisera son "carburant" et la réaction thermonucléaire s'arrêtera est estimé à 6 milliards d'années. La puissance du noyau du Soleil est de 380 iottawatts (1 IW = 1024 W), ce qui équivaut à la détonation de 9,1 1010 mégatonnes de TNT par seconde. On sait que le dispositif énergétique le plus puissant jamais mis en action par les gens était le Tsar Bomba soviétique (le nom de code du projet est Ivan), a explosé le 30 octobre 1961 sur Novaya Zemlya. Sa puissance était de 50 mégatonnes, ce qui équivaut à 5,3 IW ou environ un pour cent de l'énergie solaire libérée en une seconde. Le noyau est le seul endroit sur le Soleil où l'énergie et la chaleur sont obtenues à partir d'une réaction thermonucléaire, le reste de l'étoile est chauffé par cette énergie. Toute l'énergie de base 4

passe séquentiellement à travers les couches, jusqu'à la photosphère, d'où elle est émise sous forme de lumière solaire et d'énergie cinétique. Lors du mouvement des photons de haute énergie (rayons gamma et X) vers la surface du Soleil, ils diffusent une partie de l'énergie dans des couches moins énergétiques par rapport au noyau. Les estimations du "temps de transit des photons" vont de 40 000 ans à 50 millions d'années. Chaque gamma-quantum du noyau du Soleil est converti en plusieurs millions de photons visibles, qui sont émis depuis sa surface. La zone de transfert d'énergie radiante (zone rayonnante, zone de rayonnement) est la zone de transfert d'énergie nucléaire par le rayonnement d'atomes individuels, qui l'absorbent constamment et la réémettent dans toutes les directions. La zone est située directement au-dessus du noyau solaire, à des distances d'environ 0,2-0,25 à 0,7 du rayon du Soleil à partir de son centre. La limite inférieure de la zone est considérée comme la ligne en dessous de laquelle se produisent les réactions nucléaires, et la limite supérieure est la limite au-dessus de laquelle commence le mélange actif de matière (zone convective). La différence de température est de 7 000 000 K à 2 000 000 K. L'hydrogène dans la zone de transfert radiatif est tellement comprimé que les protons voisins ne peuvent pas changer de place, ce qui rend très difficile le transfert d'énergie par mélange de la substance. Des obstacles supplémentaires au mélange de la substance sont créés par le faible taux de diminution de la température lors de son déplacement des couches inférieures vers les couches supérieures, ce qui est dû à la conductivité thermique élevée de l'hydrogène. L'émission directe vers l'extérieur est également impossible, car l'hydrogène est opaque au rayonnement qui se produit lors de la réaction de fusion nucléaire. Le transfert d'énergie, en plus du transfert de chaleur, se produit également par absorption et émission successives de photons par des couches individuelles de particules. Du fait que l'énergie d'un photon émis est toujours inférieure à l'énergie d'un photon absorbé, la composition spectrale du rayonnement change lorsqu'il traverse la zone radiative. Si à l'entrée de la zone tout rayonnement est représenté par un rayonnement gamma de longueur d'onde extrêmement courte, alors en sortie de zone rayonnante, le flux lumineux de rayonnement est un «mélange» couvrant presque toutes les longueurs d'onde, y compris celle du visible. La zone convective commence à une profondeur de 0,3 rayon et s'étend jusqu'à la surface du Soleil (ou plutôt son atmosphère). Sa partie inférieure est chauffée à 2 000 000 K, tandis que la température de la limite extérieure n'atteint pas 60 000 K. L'essence de la convection sur le Soleil est qu'un gaz plus dense est réparti sur la surface, se refroidit dessus, puis se précipite à nouveau vers le centre . Ainsi, dans la zone convective du Soleil, le processus de mélange se produit constamment. On pense que les flux de plasma qui s'y déplacent apportent la principale contribution à la formation du champ magnétique solaire. La masse de la zone convective n'est que de deux pour cent de la masse du Soleil. À la limite inférieure, la densité du plasma est égale à 0,2 de la densité de l'eau et, lorsqu'elle pénètre dans l'atmosphère du Soleil, elle diminue à 0,0001 de la densité de l'air terrestre au-dessus du niveau de la mer. La substance de la zone convective se déplace de manière très complexe. Des courants puissants mais lents de plasma chaud d'un diamètre de cent mille kilomètres montent des profondeurs, dont la vitesse ne dépasse pas quelques centimètres par seconde. Des jets moins puissants de plasma moins chauffé descendent vers eux, dont la vitesse est déjà mesurée en mètres par seconde. À une profondeur de plusieurs milliers de kilomètres, le plasma ascendant à haute température est divisé en cellules géantes, dont les plus grandes ont des dimensions linéaires d'environ 30 à 35 000 kilomètres et sont appelées supergranules. Plus près de la surface, des mésogranules d'une taille caractéristique d'environ 5 000 km se forment, et encore plus près de la surface, des granules 3 à 4 fois plus petits se forment. Selon la taille des granules, ils vivent d'une journée à des fractions d'heure. Lorsque ces produits du mouvement collectif du plasma atteignent la surface du Soleil, ils peuvent être facilement observés avec un télescope doté d'un filtre spécial. 5

1.2. Atmosphère du Soleil L'atmosphère du Soleil est appelée ses trois couches externes - la photosphère, la chromosphère et la couronne. La couronne passe dans le vent solaire. Les couches sont situées au-dessus de la zone convective et se composent principalement (selon le nombre d'atomes) d'hydrogène, d'hélium - 10%, de carbone, d'azote et d'oxygène - 0,0001%, de métaux, ainsi que de tous les autres éléments chimiques - 0,00001%. La plus profonde des couches externes est la photosphère, qui est souvent appelée à tort la "surface du Soleil", bien qu'un corps sphérique gazeux ne puisse pas avoir de surface. Nous avons convenu de comprendre le rayon du Soleil comme la distance du centre à la couche avec la température minimale. La photosphère [traduit du grec - "sphère de lumière"] est une couche de l'atmosphère d'une étoile, la surface apparente du Soleil. Un spectre continu de rayonnement optique qui nous parvient se forme dans la photosphère. L'épaisseur de la photosphère solaire est d'environ 500 km. Pour le Soleil, la température dans la photosphère diminue avec l'altitude de 8 000 à 10 0000 K jusqu'à la température minimale sur le Soleil d'environ 43 000 K. La densité de la photosphère est de 10-8 à 10-9 g/cm3 (particule concentration de 1015 à 1016 cm-3), la pression est d'environ 0,1 atmosphère. Dans de telles conditions, tous les atomes à faible potentiel d'ionisation (par exemple, Na, K, Ca) sont ionisés. Les éléments restants, y compris l'hydrogène, dont l'énergie d'ionisation est d'environ 13,6 eV (2,18 10−18 J), restent majoritairement à l'état neutre, de sorte que la photosphère est la seule couche du Soleil où l'hydrogène est presque neutre. La surface de la photosphère solaire est recouverte de granules dont la taille est de 200 à 2000 km, la durée de leur existence est de 1 à 10 minutes. Les granules sont les sommets des cellules convectives formées dans la zone convective. La principale source de lumière solaire est la couche inférieure de la photosphère, à 150 km de distance. Le long de l'épaisseur de la couche, la température du plasma diminue de 64 000 à 44 000 K, tandis que des régions de température décroissante à 37 000 K apparaissent constamment, qui brillent plus faiblement et se présentent sous la forme de taches sombres. Leur nombre varie avec une période de 11 ans, mais ils ne couvrent jamais plus de 0,5 % du disque solaire. Figure 3 - Un groupe de taches solaires photographiées en lumière visible par la sonde spatiale HINODE-3, décembre 2006. Chromosphère [de l'autre grec. χρομα - couleur, σφαίρα - boule, sphère) - la coque externe du Soleil d'une épaisseur d'environ 2000 km, entourant la photosphère. L'origine du nom de cette partie de l'atmosphère solaire est associée à sa couleur rougeâtre, causée par le fait que la raie rouge d'émission d'hydrogène H-alpha de la série Balmer domine dans le spectre visible de la chromosphère. La limite supérieure de la chromosphère n'a pas de surface lisse prononcée; des éjectas chauds, appelés spicules, en proviennent constamment. 6

Le spicule est l'élément principal de la structure fine de la chromosphère solaire. Si le limbe du Soleil est observé à la lumière d'une certaine fréquence strictement constante, alors les spicules seront vus comme des colonnes de gaz lumineux, assez minces à l'échelle solaire avec un diamètre d'environ 1000 km. Ces colonnes s'élèvent d'abord de la chromosphère inférieure de 5 000 à 10 000 km, puis retombent, où elles s'estompent. Tout cela se passe à une vitesse d'environ 20 000 m/s. Spicula vit 5 à 10 minutes. Le nombre de spicules existant simultanément sur le Soleil dépasse les dizaines de milliers et peut atteindre le million. Le réseau chromosphérique en est pratiquement constitué. La température de la chromosphère augmente avec l'altitude de 40 000 K à 20 000 K. La densité de la chromosphère est faible, donc la luminosité est insuffisante pour une observation dans des conditions normales. Mais lors d'une éclipse solaire totale, lorsque la Lune recouvre la photosphère brillante, la chromosphère située au-dessus devient visible et devient rouge. Il peut également être observé à tout moment à l'aide de filtres optiques spéciaux à bande étroite. En plus de la raie H-alpha déjà mentionnée avec une longueur d'onde de 656,3 nm, le filtre peut également être accordé aux raies Ca II K (393,4 nm) et Ca II H (396,8 nm). Les principales structures chromosphériques visibles dans ces raies sont : la grille chromosphérique couvrant toute la surface du Soleil et constituée de raies entourant des cellules de supergranules jusqu'à 30 000 km de diamètre ; les floculi sont des formations légères ressemblant à des nuages, le plus souvent associées à des zones à forts champs magnétiques - régions actives entourant les taches solaires ; les fibres et les filaments (fibrilles) sont des lignes sombres de différentes largeurs et longueurs, tout comme les flocules, que l'on trouve souvent dans les zones actives. Figure 4 - Éclipse solaire du 11 août 1999. La chromosphère est visible sous la forme d'une fine bande rouge autour du disque, la couronne comme zone. La couronne est la dernière enveloppe externe du soleil. La couronne est principalement constituée de proéminences et d'éruptions énergétiques, en éruption et en éruption à plusieurs centaines et même à plus d'un million de kilomètres dans l'espace, formant le vent solaire. La température moyenne de la couronne est de 1 000 0000 K à 2 000 0000 K, et le maximum, dans certaines régions, est de 8 000 0000 K à 20 000 0000 K. Malgré une température aussi élevée, elle est visible à l'œil nu. œil uniquement au moment d'une éclipse solaire totale, car la densité de matière dans la couronne est faible, et donc la luminosité est également faible. La forme de la couronne change en fonction de la phase du cycle d'activité solaire : pendant les périodes d'activité maximale, elle a une forme arrondie, et au minimum, elle est allongée le long de l'équateur solaire. La température de la couronne étant très élevée, elle rayonne intensément dans les domaines de l'ultraviolet et des rayons X. Ces rayonnements ne traversent pas l'atmosphère terrestre, mais sont étudiés à l'aide d'engins spatiaux. Le rayonnement dans différentes régions de la couronne se produit de manière inégale. sept

Il existe des régions actives et calmes chaudes, ainsi que des trous corona avec une température relativement basse de 600 000 K, d'où émergent des lignes de champ magnétique dans l'espace. Une telle configuration magnétique «ouverte» permet aux particules de quitter le Soleil sans entrave, de sorte que le vent solaire est émis principalement par les trous coronaux. Le spectre visible de la couronne solaire se compose de trois composants distincts appelés composants L, K et F (ou, respectivement, le L-corona, K-corona et F-corona ; un autre nom pour le composant L est le E -couronne). La composante K est le spectre continu de la couronne. Sur son arrière-plan, jusqu'à une hauteur de 9-10' du bord visible du Soleil, la composante L d'émission est visible. À partir d'une hauteur d'environ 3" (le diamètre angulaire du Soleil est d'environ 30") et plus, le spectre de Fraunhofer est visible, de même que le spectre de la photosphère. Il constitue la composante F de la couronne solaire. À une hauteur de 20", la composante F domine dans le spectre de la couronne. Une hauteur de 9"-10" est prise comme limite séparant la couronne intérieure de la couronne extérieure. Le vent solaire s'écoule de la partie extérieure de la couronne. couronne solaire et est un flux de particules ionisées (principalement des protons, des électrons et des particules α), se propageant avec une diminution progressive de sa densité, aux limites de l'héliosphère. Le vent solaire est divisé en deux composants - le vent solaire lent et le vent solaire rapide Le vent solaire lent a une vitesse d'environ 400 km/s et une température de 1,4 10 6 - 1,6 106 0K et correspond étroitement en composition à la couronne Le vent solaire rapide a une vitesse d'environ 750 km/s, température 8 105 0K, et est de composition similaire à la matière de la photosphère Le vent solaire lent est deux fois plus dense et moins constant que le rapide. Le vent solaire lent a une structure plus complexe avec des régions de turbulence. En moyenne, le Soleil émet environ 1,3 1036 particules par seconde avec le vent. La perte de masse par le Soleil pour ce type de rayonnement est de 2-3·10−14 masse solaire par an. Cela équivaut à la perte d'une masse égale à celle de la Terre en 150 millions d'années. De nombreux phénomènes naturels sur Terre sont associés à des perturbations dues au vent solaire, notamment les orages géomagnétiques et les aurores boréales. 2. Le spectre du rayonnement électromagnétique du Soleil Le soleil génère et libère dans espace les deux principaux flux d'énergie sont le rayonnement électromagnétique (rayonnement solaire, énergie rayonnante) et le rayonnement corpusculaire (vent solaire). Le rayonnement émanant de la région centrale du Soleil, lorsqu'il se déplace vers les sphères extérieures, est reconstruit des ondes courtes aux ondes longues. Si le rayonnement gamma et les rayons X sont présents au centre, les rayons ultraviolets prédominent dans les couches médianes du globe solaire et dans la surface rayonnante du Soleil - la photosphère - ils sont déjà transformés en ondes de la gamme lumineuse de rayonnement . Le spectre de l'énergie rayonnante du Soleil à la limite supérieure de l'atmosphère terrestre est une distribution à un seul maximum, qui est assez bien décrite par le modèle du spectre de rayonnement d'un corps noir à une température d'environ 60 000 K. la répartition de l'énergie sur le spectre est inégale. L'ensemble de la partie à courte longueur d'onde du spectre - rayons gamma, rayons X et rayons ultraviolets - ne représente que 7% de l'énergie du rayonnement solaire, la gamme optique du spectre - 48% de l'énergie du rayonnement solaire. C'est précisément dans le domaine optique que le maximum d'émission correspond au domaine bleu-vert du domaine d'émission lumineuse. 45 % d'énergie restante 8

le rayonnement solaire est contenu principalement dans la gamme infrarouge, et seule une petite partie est représentée par l'émission radio. Un corps absolument noir est un corps qui absorbe 100% de tout rayonnement qui tombe dessus (le coefficient d'absorption est 1, le coefficient de réflexion est 0). Cela fait référence non seulement à la lumière visible, mais aussi aux ondes radio, aux ultraviolets, aux rayons X, etc. Si un corps absolument noir est chauffé, il commencera à émettre des ondes électromagnétiques dans toute la gamme des ondes radio au rayonnement gamma. De plus, il rayonne dans tout le spectre du rayonnement électromagnétique, mais pas de manière uniforme. La densité spectrale a un pic. Plus l'échauffement est fort, plus le décalage vers les hautes fréquences est important. Les corps absolument noirs n'existent pas dans la nature - c'est un modèle mathématique. Le spectre de rayonnement des étoiles est le plus proche du spectre de rayonnement d'un corps absolument noir. Par conséquent, les étoiles froides sont rouges et les étoiles chaudes sont bleues. Le rayonnement du soleil provient de différentes couches. La plage de température est de 5712 à 58120 K, pour laquelle la plage de longueur d'onde est de 0,499 à 0,5077 μm (bordure de bleu et Couleur verte). La valeur moyenne est de 57850 K, la longueur d'onde est de 0,5012 µm. La distribution spectrale du rayonnement du corps noir est décrite par la loi de Planck : . (1) Cette formule s'écrit généralement : . (2) Voici la densité spectrale de rayonnement, W cm-2 μm-1 ; λ est la longueur d'onde, µm; h- Constante de Planck(6,6256±0,0005) 10-34 W s2 ; T est la température absolue, 0K ; s est la vitesse de la lumière (2,997925 ± 0,000003) 1010 cm s-1 ; = (3,7415 ± 0,0003) 104 W cm-2 μm4 ; = (1,43879 ± 0,00019) 104 µm 0K ; k est la constante de Boltzmann (1,38054 ± 0,00018) 10-23 W s 0K-1. Le flux total d'énergie rayonnée par un corps noir est déterminé par la loi de Stefan-Boltzmann (une intégrale de l'équation de Planck) : ∫ (3) où σ = (5,6697 ± 0,0029) 10-12 W cm-2 0K-4. Ainsi, le rayonnement total d'un corps noir augmente proportionnellement à la quatrième puissance de température. En dérivant l'équation de Planck, on obtient la loi de déplacement de Wien : (4) où λmax est la longueur d'onde à laquelle est observée la distribution maximale de la densité spectrale de rayonnement sur les longueurs d'onde ; a = 2897,8 ± 0,4 µm 0K. 9

L'énergie rayonnante du Soleil est la principale source d'énergie de la Terre. Le rayonnement des étoiles et de la Lune est négligeable par rapport au rayonnement solaire et ne contribue pas de manière significative aux processus sur Terre. Le flux d'énergie, qui est dirigé vers la surface de la Terre depuis les profondeurs de la planète, est également négligeable. La quantité d'énergie provenant du Soleil vers la Terre est déterminée par un paramètre intégral qui dépend très peu du temps et s'appelle la constante solaire. La constante solaire S0 est la quantité d'énergie solaire arrivant par unité de temps sur une unité de surface perpendiculaire aux rayons du soleil à la distance moyenne de la Terre au Soleil. Selon les dernières données, sa valeur est de 1366±1 W m-2. La répartition du rayonnement électromagnétique émis par le Soleil et arrivant à la limite supérieure de l'atmosphère terrestre, en fonction de la longueur d'onde λ, est appelée spectre du Soleil. Il convient d'ajouter à la définition du spectre du Soleil les exigences de la définition de la constante solaire comme l'énergie solaire entrante par unité de temps par unité de surface, à une certaine fréquence, perpendiculaire aux rayons, à une distance moyenne de la Terre au Soleil. Cette quantité est souvent appelée la constante solaire spectrale S0(λ). Ensuite, pour la constante solaire, introduite plus tôt, la définition est affinée par le terme – constante solaire intégrale. Le spectre standard du Soleil avec une "résolution spectrale grossière" et le spectre d'un corps noir à T = 57850 K sont représentés sur la Figure 5. Figure 5 - Le spectre standard du Soleil avec une résolution spectrale grossière et le spectre d'un corps noir, T = 57850 K. UV, VD , IR, Micro-ondes - rayonnement ultraviolet, visible, infrarouge et micro-onde. Si nous considérons le spectre du Soleil à haute résolution spectrale, l'image n'est pas si lisse, mais présente de nombreuses lignes de Fraunhofer en raison de l'absorption de divers éléments dans la photosphère et la chromosphère. On peut voir sur la figure que la fonction de Planck à T = 57850 K se rapproche bien du spectre du Soleil dans sa partie médiane - la gamme de longueurs d'onde de 0,2 μm à 1 cm. Cela est dû au fait que la formation de rayonnement solaire sortant le rayonnement dans différentes régions spectrales se produit à différentes altitudes à différentes températures. Dix

La partie à ondes courtes du spectre est la plus préjudiciable à la vie sur Terre et comprend : le rayonnement gamma (rayons gamma, rayons γ) - un type de rayonnement électromagnétique avec une longueur d'onde extrêmement courte - moins de 5 10 6 1019 Hz), propriétés ondulatoires corpusculaires prononcées et faiblement exprimées. Source - processus nucléaires et spatiaux, désintégration radioactive ; rayonnement X - ondes électromagnétiques, dont l'énergie des photons se situe à l'échelle des ondes électromagnétiques entre le rayonnement ultraviolet et gamma, ce qui correspond à des longueurs d'onde de 5·10−3 nm à 10 nm et à des fréquences de 3·1016 - 6·1019 Hz. Source - processus atomiques sous l'influence de particules chargées accélérées; rayonnement ultraviolet - rayonnement d'atomes sous l'influence d'électrons accélérés. Sur les 7 % de rayonnement solaire de courte longueur d'onde, la plus grande partie est le rayonnement ultraviolet, qui est fortement absorbé par l'atmosphère terrestre. Le spectre d'absorption de l'ozone a un pic approximativement à une longueur d'onde de 250 nm, l'oxygène a deux pics - 110 et 200 nm. La plage d'absorption ultraviolette à ondes courtes est recouverte par l'oxygène, dans la plage médiane - par l'ozone. À une longueur d'onde électromagnétique de 250 nm, l'ozone absorbe presque tout le rayonnement, à 300 nm - 97 %. La partie ultraviolette du spectre occupe la plage entre la frontière violette du rayonnement visible et les rayons X. En 1801, le physicien allemand Johann Wilhelm Ritter découvrit que le chlorure d'argent, qui se décompose sous l'action de la lumière, se décompose le plus rapidement sous l'action d'un rayonnement invisible en dehors de la région violette du spectre. Ensuite, de nombreux scientifiques, dont Ritter, se sont mis d'accord sur le fait que la lumière se compose de trois composants distincts : un composant oxydant ou thermique (infrarouge), un composant éclairant ( lumière visible) et un composant réducteur (ultraviolet). À cette époque, le rayonnement ultraviolet était également appelé rayonnement actinique, d'après la capacité d'agir sur des matériaux spécifiques sensibles à la lumière d'une manière prescrite. Conformément à la norme ISO-DIS-2134, les caractéristiques du rayonnement solaire ultraviolet sont introduites, Tableau 1. Les gammes UV-A, UV-B, UV-C présentées dans le tableau sont introduites par les biologistes comme les plus importantes dans leur travailler. Tableau 1 - Caractéristiques du rayonnement solaire ultraviolet Quantité d'énergie Nom Abréviation Longueur d'onde, nm par photon, eV NUV proche 400 nm - 300 nm 3,10 - 4,13 eV MUV moyen 300 nm - 200 nm 4,13 - 6,20 eV FUV lointain 200 nm - 122 nm 6,20 - 10,2 eV Extreme EUV, XUV 121 nm - 10 nm 10,2 - 124 eV Ultraviolet A, longue longueur d'onde UVA, UVA 400 nm - 315 nm 3,10 - 3,94 eV Gamme Ultraviolet B, moyenne longueur d'onde UVB, UVB 315 nm - 280 nm 3,94 - 4,43 Gamme eV Ultraviolet C, ondes courtes UV-C, UVC 280 nm - 100 nm 4,43 - 12,4 gamme eV 11

La plage du proche ultraviolet est souvent appelée "lumière noire" car elle n'est pas reconnaissable par l'œil humain, mais lorsqu'elle est réfléchie par certains matériaux, le spectre pénètre dans la région du rayonnement visible. Le terme "vide" (VUV) est souvent utilisé pour la gamme lointaine et extrême, en raison du fait que les ondes de cette gamme sont fortement absorbées par l'atmosphère terrestre. La majeure partie du rayonnement UV-A n'est pas absorbée par l'oxygène et l'ozone atmosphériques et atteint la surface de la Terre. Le rayonnement ultraviolet UV-B est absorbé par l'ozone et la quantité qui atteint la surface dépend de la quantité d'ozone dans l'atmosphère terrestre. Le rayonnement ultraviolet UV-C est absorbé par l'ozone et l'oxygène atmosphérique, et une très petite partie de ce rayonnement atteint la surface de la Terre. Les ultraviolets peuvent être très nocifs pour la santé humaine, c'est pourquoi en 1994, l'Organisation météorologique mondiale, en collaboration avec l'Organisation mondiale de la santé, a proposé l'introduction d'un indice ultraviolet solaire - indice UV, W/m2. La partie visible du spectre (lumière visible, ou simplement lumière) perçue par l'œil humain occupe la gamme de longueurs d'onde de 380 nm (violet) à 780 nm (rouge), soit la gamme de fréquences de 400 à 790 térahertz (1 THz = 1012 Hz). L'œil humain a la sensibilité la plus élevée à la lumière dans la région de 555 nm (540 THz) - la partie verte du spectre. Bien que le phénomène de l'arc-en-ciel ait été expliqué par la réfraction de la lumière du soleil dans les gouttes de pluie en 1267 par Roger Bacon, seul Newton était capable d'analyser la lumière. Après avoir réfracté un faisceau de lumière à travers un prisme, il a d'abord compté cinq couleurs : rouge, jaune, vert, bleu, violet. Puis il a ajouté deux autres couleurs et est devenu le père de l'arc-en-ciel à sept couleurs. Il convient de noter que la question des «couleurs de l'arc-en-ciel» n'est pas du domaine de la physique et de la biologie. Ils doivent être traités par des linguistes et des philologues. Il y a sept couleurs dans l'arc-en-ciel des peuples slaves uniquement parce qu'il existe un nom distinct pour la couleur bleue (par rapport aux Britanniques) et verte (par rapport aux Japonais). Du point de vue de la biologie moderne, physiologiquement, une personne voit trois couleurs dans un arc-en-ciel : rouge, vert, bleu. Par conséquent, la question n'a pratiquement aucun sens, et les fourchettes couleur visible peut être marqué avec toutes les couleurs pratiques. Les premières explications du spectre du rayonnement visible ont été données par Isaac Newton dans Optics et par Johann Goethe dans The Theory of Colors. Newton a découvert la dispersion de la lumière dans les prismes et a été le premier à utiliser le mot spectre [du lat. spectre - vision, apparence] imprimé en 1671. Il a fait l'observation que lorsqu'un faisceau de lumière frappe la surface d'un prisme en verre à un angle par rapport à la surface, une partie de la lumière est réfléchie et une autre passe à travers le verre, formant des bandes de différentes couleurs. Figure 6 - Cercle de couleurs de Newton d'Optics (1704), montrant la relation entre les couleurs et les notes de musique. Les couleurs du spectre du "rouge" au "violet" sont séparées par des notes, en commençant par la note "re" (D). Le cercle constitue une octave complète. 12

Lorsqu'un faisceau blanc est décomposé dans un prisme, un spectre se forme dans lequel un rayonnement de différentes longueurs d'onde est réfracté à différents angles. Les couleurs incluses dans le spectre, c'est-à-dire les couleurs qui peuvent être obtenues par des ondes lumineuses d'une longueur d'onde (ou d'une plage très étroite), sont appelées couleurs spectrales. Les principales couleurs spectrales de la lumière visible ont leurs propres noms et leurs caractéristiques sont présentées dans le tableau. Tableau 2 - Caractéristiques de la lumière visible Gamme Gamme de longueurs Gamme Énergie des ondes de couleur, fréquences nm, photons THz, eV Violet 380 - 440 790 - 680 2,82 - 3,26 Bleu 440 - 485 680 - 620 2,56 - 2,82 Bleu clair 485 - 500 620 - 600 2,48 - 2,56 Vert 500 - 565 600 - 530 2,19 - 2,48 Jaune 565 - 590 530 - 510 2,10 - 2,19 Orange 590 - 625 510 - 480 1, 98 - 2,10 Rouge 625 - 740 480 - 400 1,98 - 1,98 Rayonnement visible pénètre dans la "fenêtre optique" et n'est pratiquement pas absorbée par l'atmosphère terrestre. L'air pur diffuse la lumière bleue un peu plus que les longueurs d'onde plus longues (vers l'extrémité rouge du spectre), de sorte que le ciel de midi semble bleu. La partie infrarouge du spectre électromagnétique occupe la plage entre l'extrémité rouge du spectre visible avec une longueur d'onde de 0,74 µm et le début du rayonnement micro-onde avec une longueur d'onde de 1 mm. Ces derniers temps le bord à ondes longues de cette partie du spectre est séparé en une gamme séparée et indépendante d'ondes électromagnétiques - rayonnement térahertz avec une longueur d'onde de 3-0,03 mm (1011-1013 Hz), ou rayonnement submillimétrique avec une longueur d'onde de 1-0,1 mm. Le rayonnement infrarouge est également appelé rayonnement "thermique", car le rayonnement infrarouge des objets chauffés est perçu par la peau humaine comme une sensation de chaleur. Dans ce cas, les longueurs d'onde émises par les corps dépendent de la température de chauffage : plus la température est élevée, plus la longueur d'onde est courte et plus l'intensité du rayonnement est élevée. Le rayonnement infrarouge a été découvert en 1800 par l'astronome anglais William Herschel, qui a découvert que dans le spectre du Soleil obtenu avec un prisme au-delà de la limite de couleur rouge (dans la partie invisible du spectre), la température du thermomètre augmente. Au XIXe siècle, il a été prouvé que rayonnement infrarouge obéit aux lois de l'optique et a la même nature que la lumière visible. Désormais, toute la gamme de rayonnement infrarouge est divisée en trois sous-gammes : ondes courtes 0,74 - 2,5 microns ; ondes moyennes 2,5 - 50 microns ; ondes longues 50 - 2000 microns. Dans la sous-gamme des courtes longueurs d'onde, le rayonnement infrarouge est diffusé presque de la même manière que dans le domaine visible, et la principale source de ce rayonnement est le Soleil. Dans la sous-gamme médiane, la majeure partie du rayonnement est absorbée par les composants de l'atmosphère 13

(vapeur d'eau, dioxyde de carbone). Dans la sous-gamme lointaine, moins d'énergie est dissipée dans l'atmosphère et la principale source de rayonnement est la surface de la Terre. Tableau 3 - Caractéristiques du rayonnement infrarouge Couleur Gamme de longueurs d'onde Gamme de fréquences IR-A à ondes courtes 740 nm - 2,5 µm 400 THz - 120 THz IR-B à ondes moyennes 2,5 µm - 50 µm 120 THz - 6 THz IR-C à ondes longues 50 µm - 2 mm 6 THz - 150 GHz Les gammes considérées de rayonnement électromagnétique du Soleil sont d'une importance décisive pour la vie sur terre. Le rayonnement ultraviolet UV-C inférieur à 280 nm est mortel pour les plantes. Lorsqu'elles y sont exposées, après 10 à 15 minutes, les protéines végétales perdent leur structure et arrêtent l'activité de la cellule. Extérieurement, cela se manifeste par le jaunissement et le brunissement des feuilles, la torsion des tiges et la mort des points de croissance. Mais la partie solaire de l'ultraviolet dur n'atteint pas la surface de la terre, étant retardée par la couche d'ozone. Le rayonnement UV de ZF-A au-dessus de 315 nm est nécessaire au métabolisme et à la croissance des plantes. Il retarde l'allongement des tiges, augmente la teneur en vitamine C. Le rayonnement ultraviolet ZF-B (280 - 315 nm) agit comme les basses températures, favorise le processus de durcissement des plantes et augmente leur résistance au froid. Les rayons ultraviolets n'affectent pratiquement pas la chlorophylle. Les rayons violets et bleus inhibent la croissance des tiges, des pétioles des feuilles et des limbes, forment des plantes compactes et des feuilles plus épaisses, permettant une meilleure absorption et utilisation de la lumière en général. Ces rayons stimulent la formation des protéines, l'organosynthèse des plantes, le passage à la floraison des plantes de jours courts et ralentissent le développement des plantes de jours longs. Les parties bleues et violettes du spectre lumineux sont presque complètement absorbées par la chlorophylle, ce qui crée les conditions pour l'intensité maximale de la photosynthèse. Les rayons verts traversent pratiquement les limbes des feuilles sans être absorbés par eux. Sous leur action, ces dernières deviennent très fines et les organes axiaux des plantes s'allongent. Le niveau de photosynthèse est le plus bas. Les rayons rouges combinés à l'orange représentent la principale forme d'énergie pour la photosynthèse. La plus importante est la région de 625-680 nm, qui favorise la croissance intensive des feuilles et des organes axiaux des plantes. Cette lumière est très complètement absorbée par la chlorophylle et augmente la formation de glucides lors de la photosynthèse. Les zones lumineuses rouge et orange ont crucial pour tous les processus physiologiques des plantes. Les scientifiques ont établi la capacité des rayons rouges (600-690 nm) de faible intensité (pas plus de 620 lux) à influencer activement les processus physiologiques des plantes sensibles à la lumière et à l'obscurité et vice versa (photopériodique). Les rayons infrarouges affectent les plantes de différentes manières. À la lumière infrarouge jusqu'à 1100 nm réagissent faiblement, par exemple, les tomates et les concombres assez fortement. Cette gamme de lumière agit sur l'étirement du genre hypocotyle, des tiges et des pousses. Le rayonnement proche à basse température peut être partiellement absorbé par la chlorophylle et ne pas surchauffer la feuille, ce qui sera utile pour la photosynthèse. Quatorze

Figure 7 - Influence de la longueur d'onde sur le développement des plantes Ondes radio (micro-ondes). Le soleil émet non seulement de l'énergie allant du rayonnement gamma au rayonnement infrarouge, mais également des ondes radio, qui sont transmises par l'atmosphère terrestre dans une gamme de longueurs allant de quelques millimètres à des dizaines de mètres. Malgré un certain nombre de premières tentatives pour enregistrer les ondes radio du Soleil, elles ne furent découvertes qu'en février 1942 comme source d'interférences sur les écrans radar britanniques pendant la Seconde Guerre mondiale. Après son achèvement en 1945, le développement rapide de la radioastronomie, y compris l'astronomie solaire, a commencé. Si l'émission radio du Soleil en 1942 était associée à son activité et à son influence sur le radar, alors en 1963 l'activité solaire était déjà mesurée par le paramètre "Index F10.7", qui est déterminé par l'amplitude du flux d'émission radio à un onde de 10,7 cm (fréquence 2800 MHz). Cet indice est bien corrélé avec le "Wolf Number" - du nom de l'astronome suisse Rudolf Wolf, un indicateur numérique du nombre de taches sur le Soleil. C'est l'un des indicateurs les plus courants de l'activité solaire. Les ondes radio sont émises par des gaz chauds hautement ionisés dans l'atmosphère extérieure du Soleil. Ces gaz raréfiés, pratiquement transparents à la lumière visible, s'avèrent opaques à l'émission radio avec certaines longueurs d'onde. L'opacité augmente avec une augmentation de la concentration d'électrons libres et une diminution de la température, ainsi qu'avec une augmentation de la longueur d'onde. La chromosphère, qui a une concentration assez élevée d'électrons et une température de 5000-100000 K, est opaque pour les ondes décimétriques et métriques, de sorte que seules les ondes centimétriques peuvent en sortir et atteindre la Terre. Les ondes métriques ne peuvent provenir que de la couronne solaire plus raréfiée et chaude située au-dessus avec une température d'environ 1000 000 - 2000 0000 K. Comme des ondes de différentes longueurs proviennent de différentes couches de l'atmosphère solaire, cela permet d'étudier les propriétés de la chromosphère et la couronne par leur émission radio. Dans le domaine radio, la taille du disque solaire dépend de la longueur d'onde à laquelle l'observation est faite. Aux longueurs d'onde métriques, le rayon du Soleil est plus grand qu'aux longueurs d'onde centimétriques, et dans les deux cas, il est plus grand que le rayon du disque visible. L'émission radio du Soleil comprend des composantes thermiques et non thermiques. L'émission radio thermique, causée par les collisions d'électrons et d'ions se déplaçant à des vitesses thermiques, détermine la limite inférieure de l'intensité de l'émission radio du Soleil "calme". L'intensité d'émission radio est généralement caractérisée par la valeur de la température de brillance Tb. quinze

Figure 8 - Dépendance de l'intensité des principales composantes de l'émission radio solaire (leur température de brillance) sur la fréquence (longueur d'onde) La température de brillance est une valeur photométrique qui caractérise l'intensité du rayonnement. Souvent utilisé en radioastronomie. Par définition, la température de brillance est la température qu'aurait un corps noir s'il avait la même intensité dans une gamme de fréquence donnée. Il convient de noter que la température de brillance n'est pas la température au sens habituel. Il caractérise le rayonnement et, selon le mécanisme de rayonnement, il peut différer considérablement de la température physique du corps émetteur. Par exemple, dans les pulsars, il atteint 1026 0K. Dans le cas du rayonnement d'un Soleil "calme" aux ondes centimétriques, Tb ~ 104 0K, et aux longueurs d'onde métriques Tb ~ 106 0K. Bien entendu, pour le rayonnement thermique, la valeur de Tb coïncide avec la température cinétique de la couche d'où émerge le rayonnement, si cette couche est opaque pour ce rayonnement. Le concept de niveau d'émission radio d'un Soleil "calme" est une idéalisation, mais en réalité le Soleil n'est jamais complètement calme : des processus turbulents dans l'atmosphère solaire conduisent à l'apparition de régions locales dont l'émission radio augmente considérablement la intensité observée par rapport au niveau « soleil calme ». La formation de centres d'activité (éruptions et taches) à la surface du Soleil s'accompagne de l'apparition de condensations coronales au-dessus d'eux, denses et chaudes, comme si elles recouvraient la région active. Directement au-dessus des taches, la couronne chaude descend, pour ainsi dire, à des altitudes de 2 à 3 000 km, où l'intensité du champ magnétique est d'environ 1 000 Oe. rayonnement). Un tel rayonnement provoque l'apparition de taches radio brillantes au-dessus des régions actives, qui apparaissent et disparaissent à peu près en même temps que les taches visibles. Comme les taches changent lentement (jours et semaines), l'émission radio des condensations coronales change tout aussi lentement. Par conséquent, on l'appelle la composante à variation lente. Cette composante se manifeste principalement dans la gamme de longueurs d'onde de 2 à 50 cm.. Fondamentalement, elle est également thermique, car les électrons rayonnants ont une distribution thermique des vitesses. Cependant, à un certain stade de développement des actifs 16

Les régions dans l'espace entre les taches solaires contiennent des sources qui ont apparemment une nature non thermique. Parfois, dans la région des condensations, on observe des amplifications soudaines d'émission radio aux mêmes longueurs d'onde - des sursauts centimétriques. Leur durée varie de quelques minutes à des dizaines de minutes voire des heures. Ces sursauts radio sont associés à un réchauffement rapide du plasma et à une accélération des particules dans la région des éruptions solaires. Une augmentation de la température et de la densité du gaz en condensation peut être à l'origine de la génération de sursauts centimétriques avec Tb de 107–108 K. Des sursauts plus intenses à des longueurs d'onde centimétriques sont apparemment dus au rayonnement cyclotron ou plasma d'électrons sous-relativistes avec des énergies de des dizaines à des centaines de keV dans les boucles magnétiques flare . Encore plus haut au-dessus des condensations coronales, une émission radio accrue est également observée, mais déjà à des longueurs d'onde d'environ 1,5 mètre - les soi-disant tempêtes de bruit ; ils peuvent être observés pendant des heures et même des jours. Il existe de nombreuses rafales d'une durée d'environ 1 seconde (rafales radio de type I) dans des intervalles de fréquence étroits. Cette émission radio est associée à la turbulence du plasma, qui est excitée dans la couronne au-dessus des régions actives en développement contenant de grandes taches. Les éjections d'électrons rapides et d'autres particules chargées de la région d'une éruption chromosphérique provoquent un certain nombre d'effets dans l'émission radio du Soleil actif. Les plus courantes d'entre elles sont les sursauts radio de type III. Leur caractéristique est que la fréquence d'émission radio change avec le temps, et à chaque instant elle apparaît à la fois à deux fréquences (harmoniques), liées comme 2:1. La rafale commence à une fréquence d'environ 500 MHz (λ ~ 60 cm), puis la fréquence de ses deux harmoniques diminue rapidement, d'environ 20 MHz par seconde. La rafale entière dure environ 10 secondes. Les sursauts radio de type III sont créés par un flux de particules éjectées par une fusée éclairante et se déplaçant à travers la couronne. Le flux excite des oscillations plasma (ondes plasma) à une fréquence qui est déterminée par la densité électronique au point de la couronne où se trouve actuellement le flux. Et comme la densité électronique diminue avec l'éloignement de la surface du Soleil, le mouvement du flux s'accompagne d'une diminution progressive de la fréquence des ondes plasma. Une partie de l'énergie de ces ondes peut être convertie en ondes électromagnétiques de fréquence égale ou double, qui sont enregistrées sur Terre sous la forme de sursauts radio de type III à deux harmoniques. Comme l'ont montré les observations des engins spatiaux, les flux d'électrons se propageant dans l'espace interplanétaire génèrent des sursauts radio de type III jusqu'à des fréquences de 30 kHz. Suite à des sursauts radio de type III, une émission radio est observée dans 10% des cas dans une large gamme de fréquences avec une intensité maximale à une fréquence de ~ 100 MHz (λ ~ 3 m). Ce rayonnement est appelé rafales radio de type V, les rafales durent environ 1 à 3 minutes. Apparemment, ils sont également dus à la génération d'ondes plasma. Lors de très fortes éruptions sur le Soleil, des sursauts radio de type II se produisent, également avec une fréquence variable. Leur durée est d'environ 5 à 30 minutes et la gamme de fréquences est de 200 à 30 MHz. L'éclatement est généré par une onde de choc se déplaçant à une vitesse v ~ 108 cm/s, qui se produit à la suite de l'expansion du gaz lors d'une forte poussée. Des ondes plasma se forment à l'avant de cette onde. Ensuite, comme dans le cas des sursauts radio de type III, ils se transforment partiellement en ondes électromagnétiques. La similitude des rafales radio des types II et III est également soulignée par le fait que les rafales sont caractérisées par une émission à deux harmoniques. Lorsqu'elle se propage dans l'espace interplanétaire, l'onde de choc du flare continue de générer un sursaut radio de type II aux longueurs d'onde hectométriques et kilométriques. Lorsqu'une forte onde de choc atteint la partie supérieure de la couronne, une émission radio continue apparaît dans une large gamme de fréquences - émission radio de type IV. Il est similaire aux sursauts radio de type V, mais diffère de ces derniers par une durée plus longue (parfois jusqu'à plusieurs heures). L'émission radio de type IV est générée par des électrons sous-relativistes dans des nuages ​​de plasma denses avec leur propre champ magnétique, qui sont effectués 17

dans les couches supérieures de la couronne. Les sources d'émission radio de type IV s'élèvent généralement dans la couronne à une vitesse de plusieurs centaines de km/s et peuvent être tracées jusqu'à des hauteurs de 5 rayons solaires au-dessus de la photosphère. Les éruptions, qui sont associées à des sursauts centimétriques intenses et à des émissions radio de type II et IV à des longueurs d'onde métriques, s'accompagnent souvent d'effets géophysiques : augmentation de l'intensité des flux de protons dans l'espace extra-atmosphérique proche de la Terre, arrêt des communications radio à ondes courtes à travers les régions polaires, et les tempêtes géomagnétiques, etc. L'émission radio dans une large gamme de fréquences peut être utilisée pour la prédiction à court terme de ces effets. Presque tous ces types de rafales ont diverses structures fines. Les types de sursauts répertoriés ne limitent pas l'émission radio du Soleil, cependant, les composants décrits ci-dessus sont les principaux. Conformément aux réglementations de l'Union internationale des télécommunications (UIT), les ondes radio sont divisées en plages de 0,3·10N Hz à 3·10N Hz, où N est le numéro de la plage. Le GOST russe 24375-80 répète presque complètement cette classification. Il convient de noter que cette classification est peu utilisée. L'émission radio du Soleil correspond aux bandes 8-11, qui sont largement utilisées dans la pratique de la télévision et de la radiodiffusion, des communications radio, de la navigation, des communications personnelles, de la localisation, etc. Il convient de noter que cette classification est peu utilisée. Tableau 4 - Classification des ondes radio selon les réglementations ITU et GOST 24375-80 Plage N - Nom de la plage Nom de la plage désignation des longueurs d'onde d'énergie des fréquences des fréquences des ondes photoniques ITU 1 - ELF 10 - 100 Mm Décamegamètre 3 - 30 Hz Extrêmement bas (ELF) 12,4 - 124 fev 2 - SLF 1 - 10 Mm Mégamètre 30 - 300 Hz Ultra bas (ELF) 124 fev - 1,24 pV 3 - ULF 100 - 1000 km Hectokilomètre 300 - 3000 Hz Intra bas (INF) 1,24 - 12,4 peV 4 – VLF 10 - 100 km Myriamètre 3 - 30 kHz Très faible (VLF) 12,4 - 124 peF 5 - LF 1 - 10 km Kilomètre 30 - 300 kHz Faible (LF) 124 peF - 1,24 neF 6 - MF 100 - 1000 m Hectomètre 300 - 3000 kHz Moyen (MF) 1,24 - 12,4 neF 7 - HF 10 - 100 m Décamètre 3 - 30 MHz Haut (HF) 12,4 - 124 neF Très haut 8 - VHF 1 - 10 m Mètre 30 - 300 MHz 124 neF - 1,24 µeF (VHF) 300 - 3000 Ultra High 9 - UHF 10 cm - 1 m UHF 1,24 - 12,4 µeF MHz (UHF) 10 - SHF 10 - 100 mm Centimètre 3 - 30 GHz Ultra High (UHF) 12,4 - 124 microns eF Extrême élevé 124 μeF - 11 - EHF 1 - 10 mm Millimètre 30 - 300 GHz (EHF) 1,24 meF 300 - 3000 12 - THF 0,1 - 1 mm Décimal Hyper élevé 1,24 - 12,4 meF GHz Classification largement utilisée dans le monde, qui a été adoptée par l'IEEE. Institut des ingénieurs électriciens et électroniciens - IEEE Institute of Electrical and Electronics Engineers] est une association internationale à but non lucratif de professionnels de l'ingénierie. L'IEEE est apparu en 1963 à la suite de la fusion de l'Institute of Radio Engineering [de l'anglais. Institute of Radio Engineers, IRE], créé en 1912 et l'American Institute of Radio Engineering 18

ingénieurs électriciens [de l'anglais. American Institute of Electrical Engineers, AIEE], créé en 1884. L'objectif principal de l'IEEE est l'information et le soutien matériel aux spécialistes dans l'organisation et le développement d'activités scientifiques en génie électrique, électronique, informatique et informatique, l'application de leurs résultats au profit de la société, ainsi que la croissance professionnelle des membres de l'IEEE, la diffusion des informations sur les dernières recherches et développements en radioélectronique et en électrotechnique. Tableau 5 - Classification des ondes radio selon IEEE Gamme Gamme Gamme Etymologie des fréquences de longueur d'onde HF Ing. Haute fréquence 3-30MHz 10-100M P Anglais Précédent Moins de 300 MHz Plus de 1m VHF Eng. Très haute fréquence 50-330MHz 0.9-6m UHF Eng. Ultra haute fréquence 300-1000MHz 0.3-1m L Anglais Longue 1-2GHz 15-30cm S Eng. Court 2-4 GHz 7,5-15 cm C Anglais Compromis 4-8GHz 3.75-7.5cm X 8-12GHz 2.5-3.75cm KU Anglais Sous K 12-18 GHz 1,67-2,5 cm K allemand Kurz - court 18-27 GHz 1,11-1,67 cm KA Eng. Domicile K 27-40 GHz 0,75-1,11 cm mm 40-300 GHz 0,1-7,5 cm V 40-75 GHz 0,4-7,5 mm W 75-110 GHz 0,27-0,4 mm À première vue, la classification IEEE des ondes radio est pas aussi systématique que la classification ITU, mais elle est plus pratique dans le domaine des micro-ondes et vient de la pratique. Par exemple, la bande X est la gamme de fréquences des longueurs d'onde centimétriques utilisées pour les communications radio terrestres et par satellite. Selon la définition IEEE, elle s'étend de 8 à 12 GHz (de 3,75 à 2,5 cm), bien que dans les communications par satellite elle soit "décalée" vers la bande C et se situe approximativement entre 7 et 10,7 GHz. Pendant la Seconde Guerre mondiale, la bande X a été classée, et a donc reçu le nom de bande X. 19

3. Insolation solaire à la limite supérieure de l'atmosphère terrestre conditions physiques sur les planètes du système solaire, est la quantité d'énergie reçue du Soleil, caractérisée par la constante solaire S0. Pour la planète Terre, la variation de la valeur de la constante solaire au cours des 35 dernières années est indiquée sur la figure. Figure 9 - Évolution de la valeur de la constante solaire au cours des 35 dernières années. Il ressort de la figure que la valeur de la constante solaire pour la Terre est de l'ordre de 1367 ± 0,13 W/m² et a une période de changement d'environ 11 ans. La moyenne mensuelle est indiquée en rouge, la moyenne annuelle est indiquée en noir. La constante solaire est déterminée pour n'importe quelle planète du système solaire et est une caractéristique de la quantité d'énergie solaire arrivant par unité de temps sur une unité de surface perpendiculaire aux rayons du soleil à la distance moyenne de la planète au Soleil. L'insolation est le flux de rayonnement solaire incident sur une seule zone horizontale pendant une période de temps donnée (): ∫ () (4) L'insolation à la limite supérieure de l'atmosphère terrestre détermine la quantité d'énergie provenant du Soleil à différentes latitudes et à différents moments de l'année. Le flux d'énergie solaire à la limite supérieure de l'atmosphère est déterminé par la formule Si l'on tient compte du fait que la distance entre la Terre et le Soleil change lorsque la Terre se déplace en orbite, alors on peut écrire (6) où r0 et r sont les distances moyennes et instantanées de la Terre au Soleil. vingt

Le changement relatif du flux solaire à la limite supérieure de l'atmosphère terrestre (()) pour différents mois de l'année est présenté dans le tableau. Tableau 6 - Variations relatives du flux solaire par mois Numéro du mois 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 en année j, % 3,4 2,8 1,8 0,2 -1,5 -2,8 -3 ,5 -3,1 -1,7 -0,3 1,6 1,8 It découle du tableau que la Terre reçoit plus d'énergie du Soleil en hiver qu'en été. La Terre est plus proche du Soleil en hiver qu'en été et reçoit donc près de 7% d'énergie en plus. L'énergie solaire totale provenant chaque jour d'un seul site peut être déterminée sur la base de l'expression [ ()], (7) où H est la moitié des heures de clarté, c'est-à-dire du lever et du coucher du soleil à midi ; ω est la vitesse angulaire de rotation de la Terre ; φ - latitude géographique; δ est la déclinaison solaire. Les résultats des calculs de l'énergie solaire totale provenant chaque jour d'une seule zone à la limite supérieure de l'atmosphère, en fonction de la latitude et du jour de l'année, sont présentés dans la figure. Figure 10 - Sommes quotidiennes d'énergie solaire arrivant sur un seul site à la limite supérieure de l'atmosphère, en fonction de la latitude et de la saison (Ku-Nan Liou, Fundamentals of radiation process in the atmosphere. L.: Gidrometeoizdat, 1984. - 376 p .) . 21

Comme le Soleil est le plus proche de la Terre en janvier (hiver dans l'hémisphère nord), la répartition des quantités quotidiennes d'énergie solaire n'est pas tout à fait uniforme. L'insolation maximale a lieu en été aux pôles, ce qui est associé à la durée des heures de clarté (24 heures). Le nombre minimum est de zéro aux pôles pendant les nuits polaires. ⃰ ⃰ ⃰ Le Soleil est le corps central du Système Solaire, il contient plus de 99,86% de toute sa masse et est retiré de la Terre à une distance moyenne de 149 597 870 km. Selon les normes terrestres, la luminosité du Soleil est colossale et atteint 3,85 1023 kW. Même une infime fraction de l'énergie qui irradie le globe (et c'est environ un dix-milliardième) est des dizaines de milliers de fois plus puissante que toutes les centrales électriques du monde peuvent générer. L'énergie des rayons solaires tombant sur une surface de 1 m2 perpendiculaire à eux sur Terre pourrait faire fonctionner un moteur de 1,4 kW, et 1 m 2 de l'atmosphère du Soleil rayonne de l'énergie avec une puissance de 60 mW. Le spectre du rayonnement électromagnétique du Soleil est proche du spectre du rayonnement d'un corps absolument noir avec une température d'environ 60 000 K. Les quantités quotidiennes d'énergie solaire arrivant sur une seule zone à la limite supérieure de l'atmosphère dépendent de latitude et saison. L'insolation maximale à la limite supérieure de l'atmosphère a lieu en été aux pôles, ce qui est associé à la durée des heures de clarté (24 heures), l'insolation minimale se produit aux deux pôles pendant les nuits polaires. Pour résoudre les problèmes de télédétection de la Terre depuis l'espace, les plus importants sont le rayonnement électromagnétique solaire réfléchi par les objets terrestres dans les parties ultraviolette, visible et infrarouge du spectre. La majeure partie du rayonnement UV-A n'est pas absorbée par l'oxygène et l'ozone atmosphériques et atteint la surface de la Terre. Le rayonnement ultraviolet UV-B est absorbé par l'ozone et la quantité qui atteint la surface dépend de la quantité d'ozone dans l'atmosphère terrestre. Le rayonnement ultraviolet UV-C est absorbé par l'ozone et l'oxygène atmosphérique, et une très petite partie de ce rayonnement atteint la surface de la Terre. Le rayonnement visible pénètre dans les "fenêtres optiques" et n'est pratiquement pas absorbé par l'atmosphère terrestre. L'air pur diffuse un peu plus la lumière bleue que la lumière avec des longueurs d'onde plus longues, de sorte que le ciel de midi semble bleu. Le rayonnement infrarouge est également appelé rayonnement "thermique", car le rayonnement infrarouge des objets chauffés est perçu par la peau humaine comme une sensation de chaleur. Dans la sous-gamme des courtes longueurs d'onde, le rayonnement infrarouge est diffusé presque de la même manière que dans le domaine visible, et la principale source de ce rayonnement est le Soleil. Dans la sous-gamme moyenne, la majeure partie du rayonnement est absorbée par les composants de l'atmosphère (vapeur d'eau, dioxyde de carbone). Dans la sous-gamme lointaine, moins d'énergie est dissipée dans l'atmosphère et la principale source de rayonnement est la surface de la Terre. En plus de connaître les caractéristiques spectrales du rayonnement électromagnétique solaire arrivant à la limite supérieure de l'atmosphère terrestre, les développeurs de systèmes de télédétection spatiale et les utilisateurs d'informations spatiales doivent connaître la dépendance de l'énergie entrante du rayonnement électromagnétique solaire sur le temps et la latitude géographique de l'objet surveillé. 22

Le luminaire brillant nous brûle de rayons chauds et nous fait réfléchir à l'importance du rayonnement dans notre vie, à ses avantages et à ses inconvénients. Qu'est-ce que le rayonnement solaire ? La leçon de physique scolaire nous invite à nous familiariser avec le concept de rayonnement électromagnétique en général. Ce terme fait référence à une autre forme de matière - différente de la substance. Cela inclut à la fois la lumière visible et le spectre qui n'est pas perçu par l'œil. C'est-à-dire les rayons X, les rayons gamma, les ultraviolets et les infrarouges.

Ondes électromagnétiques

En présence d'une source-émetteur de rayonnement, ses ondes électromagnétiques se propagent dans toutes les directions à la vitesse de la lumière. Ces ondes, comme toutes les autres, ont certaines caractéristiques. Ceux-ci incluent la fréquence d'oscillation et la longueur d'onde. Tout corps dont la température diffère du zéro absolu a la propriété d'émettre un rayonnement.

Le soleil est la principale et la plus puissante source de rayonnement à proximité de notre planète. À son tour, la Terre (son atmosphère et sa surface) émet elle-même un rayonnement, mais dans une gamme différente. L'observation des conditions de température sur la planète sur de longues périodes de temps a donné lieu à une hypothèse sur l'équilibre de la quantité de chaleur reçue du Soleil et émise dans l'espace extra-atmosphérique.

Rayonnement solaire : composition spectrale

La grande majorité (environ 99%) de l'énergie solaire dans le spectre se situe dans la gamme de longueurs d'onde de 0,1 à 4 microns. Le 1% restant est constitué de rayons plus longs et plus courts, y compris les ondes radio et les rayons X. Environ la moitié de l'énergie rayonnante du soleil tombe sur le spectre que nous percevons avec nos yeux, environ 44% - dans le rayonnement infrarouge, 9% - dans l'ultraviolet. Comment savons-nous comment le rayonnement solaire est divisé ? Le calcul de sa distribution est possible grâce aux recherches des satellites spatiaux.

Certaines substances peuvent entrer dans un état spécial et émettre un rayonnement supplémentaire d'une gamme d'ondes différente. Par exemple, il y a une lueur à basse température qui n'est pas caractéristique de l'émission de lumière par une substance donnée. Ce type de rayonnement, dit luminescent, ne se prête pas aux principes usuels du rayonnement thermique.

Le phénomène de luminescence se produit après l'absorption d'une certaine quantité d'énergie par la substance et le passage à un autre état (l'état dit excité), plus énergétique qu'à la température propre de la substance. La luminescence apparaît lors de la transition inverse - d'un état excité à un état familier. Dans la nature, nous pouvons l'observer sous la forme de lueurs du ciel nocturne et d'aurores boréales.

Notre luminaire

L'énergie des rayons du soleil est presque la seule source de chaleur pour notre planète. Son propre rayonnement, provenant de ses profondeurs vers la surface, a une intensité environ 5 000 fois moindre. Dans le même temps, la lumière visible - l'un des facteurs de vie les plus importants sur la planète - n'est qu'une partie du rayonnement solaire.

L'énergie des rayons du soleil est convertie en chaleur par une plus petite partie - dans l'atmosphère, une plus grande - à la surface de la Terre. Là, il est dépensé pour chauffer l'eau et le sol (couches supérieures), qui dégagent ensuite de la chaleur dans l'air. Chauffées, l'atmosphère et la surface terrestre émettent à leur tour des rayons infrarouges dans l'espace, tout en se refroidissant.

Rayonnement solaire : définition

Le rayonnement qui arrive à la surface de notre planète directement à partir du disque solaire est communément appelé rayonnement solaire direct. Le soleil le répand dans toutes les directions. Compte tenu de l'énorme distance entre la Terre et le Soleil, le rayonnement solaire direct en tout point de la surface de la Terre peut être représenté comme un faisceau de rayons parallèles dont la source est pratiquement à l'infini. La zone située perpendiculairement aux rayons du soleil en reçoit donc la plus grande quantité.

La densité de flux de rayonnement (ou irradiance) est une mesure de la quantité de rayonnement incident sur une surface particulière. C'est la quantité d'énergie rayonnante tombant par unité de temps par unité de surface. Cette valeur est mesurée - illumination énergétique - en W / m 2. Notre Terre, comme chacun le sait, tourne autour du Soleil sur une orbite ellipsoïdale. Le soleil est à l'un des foyers de cette ellipse. Par conséquent, chaque année, à un certain moment (début janvier), la Terre occupe une position la plus proche du Soleil et une autre (début juillet) - la plus éloignée de celui-ci. Dans ce cas, l'amplitude de l'éclairement énergétique varie en proportion inverse par rapport au carré de la distance au luminaire.

Où va le rayonnement solaire qui atteint la Terre ? Ses types sont déterminés par de nombreux facteurs. Selon la latitude géographique, l'humidité, la nébulosité, une partie est dissipée dans l'atmosphère, une partie est absorbée, mais la plupart atteint encore la surface de la planète. Dans ce cas, une petite quantité est réfléchie et la principale est absorbée par la surface de la terre, sous l'influence de laquelle elle est chauffée. Le rayonnement solaire diffusé tombe également partiellement sur la surface de la terre, est partiellement absorbé par celle-ci et partiellement réfléchi. Le reste va dans l'espace.

Comment est la diffusion

Le rayonnement solaire est-il homogène ? Après tout, ses types de "pertes" dans l'atmosphère peuvent différer dans leur composition spectrale. Après tout, les rayons de différentes longueurs sont diffusés et absorbés différemment. En moyenne, environ 23 % de sa quantité initiale est absorbée par l'atmosphère. Environ 26% du flux total est converti en rayonnement diffus, dont les 2/3 tombent ensuite sur la Terre. En substance, il s'agit d'un type de rayonnement différent, différent de l'original. Le rayonnement diffusé est envoyé vers la Terre non pas par le disque du Soleil, mais par la voûte céleste. Il a une composition spectrale différente.

Absorbe le rayonnement principalement l'ozone - le spectre visible et les rayons ultraviolets. Le rayonnement infrarouge est absorbé par le dioxyde de carbone (dioxyde de carbone), qui, soit dit en passant, est très faible dans l'atmosphère.

La diffusion du rayonnement, l'affaiblissant, se produit pour n'importe quelle longueur d'onde du spectre. Dans le processus, ses particules, tombant sous influence électromagnétique, redistribuent l'énergie de l'onde incidente dans toutes les directions. Autrement dit, les particules servent de sources ponctuelles d'énergie.

Lumière du jour

En raison de la diffusion, la lumière provenant du soleil change de couleur en traversant les couches de l'atmosphère. La valeur pratique de la diffusion réside dans la création de la lumière du jour. Si la Terre était dépourvue d'atmosphère, l'illumination n'existerait que dans les endroits où les rayons directs ou réfléchis du soleil frappent la surface. C'est-à-dire que l'atmosphère est la source d'illumination pendant la journée. Grâce à elle, elle est lumineuse à la fois dans des endroits inaccessibles aux rayons directs, et lorsque le soleil est caché derrière des nuages. C'est la diffusion qui donne la couleur à l'air - nous voyons le ciel bleu.

Quoi d'autre influence le rayonnement solaire? Le facteur de turbidité ne doit pas non plus être négligé. Après tout, l'affaiblissement du rayonnement se produit de deux manières - l'atmosphère elle-même et la vapeur d'eau, ainsi que diverses impuretés. Le niveau de poussière augmente en été (ainsi que la teneur en vapeur d'eau dans l'atmosphère).

Rayonnement total

Il fait référence à la quantité totale de rayonnement tombant sur la surface de la terre, à la fois directe et diffuse. Le rayonnement solaire total diminue par temps nuageux.

Pour cette raison, en été, le rayonnement total est en moyenne plus élevé avant midi qu'après. Et dans la première moitié de l'année - plus que dans la seconde.

Que devient le rayonnement total à la surface de la Terre ? En y arrivant, il est principalement absorbé par la couche supérieure du sol ou de l'eau et se transforme en chaleur, dont une partie est réfléchie. Le degré de réflexion dépend de la nature de la surface terrestre. L'indicateur exprimant le pourcentage de rayonnement solaire réfléchi par rapport à sa quantité totale tombant sur la surface s'appelle l'albédo de surface.

Le concept d'auto-rayonnement de la surface terrestre est compris comme le rayonnement à ondes longues émis par la végétation, la couverture neigeuse, les couches supérieures de l'eau et le sol. Le bilan radiatif d'une surface est la différence entre sa quantité absorbée et émise.

Rayonnement efficace

Il est prouvé que le contre-rayonnement est presque toujours inférieur au rayonnement terrestre. De ce fait, la surface de la terre subit des pertes de chaleur. La différence entre le rayonnement intrinsèque de la surface et le rayonnement atmosphérique est appelée rayonnement effectif. Il s'agit en fait d'une perte nette d'énergie et, par conséquent, de chaleur la nuit.

Il existe aussi pendant la journée. Mais pendant la journée, elle est partiellement compensée voire bloquée par le rayonnement absorbé. Par conséquent, la surface de la terre est plus chaude le jour que la nuit.

Sur la répartition géographique du rayonnement

Le rayonnement solaire sur Terre est inégalement réparti tout au long de l'année. Sa distribution a un caractère zonal et les isolignes (points de connexion de valeurs égales) du flux de rayonnement ne sont en aucun cas identiques aux cercles latitudinaux. Cet écart est causé par différents niveaux de nébulosité et de transparence de l'atmosphère dans différentes régions du globe.

Le rayonnement solaire total au cours de l'année a la plus grande valeur dans les déserts subtropicaux avec une atmosphère de nuages ​​bas. Elle l'est beaucoup moins dans les régions forestières de la ceinture équatoriale. La raison en est une nébulosité accrue. Cet indicateur décroît vers les deux pôles. Mais dans la région des pôles, il augmente à nouveau - dans l'hémisphère nord, il est moins, dans la région de l'Antarctique enneigé et légèrement nuageux - plus. Au-dessus de la surface des océans, en moyenne, le rayonnement solaire est moindre que sur les continents.

Presque partout sur Terre, la surface a un bilan radiatif positif, c'est-à-dire que, dans le même temps, l'afflux de rayonnement est supérieur au rayonnement effectif. Les exceptions sont les régions de l'Antarctique et du Groenland avec leurs plateaux de glace.

Sommes-nous confrontés au réchauffement climatique ?

Mais ce qui précède ne signifie pas le réchauffement annuel de la surface de la terre. L'excès de rayonnement absorbé est compensé par des fuites de chaleur de la surface vers l'atmosphère, qui se produisent lorsque la phase de l'eau change (évaporation, condensation sous forme de nuages).

Ainsi, il n'y a pas d'équilibre radiatif en tant que tel à la surface de la Terre. Mais il existe un équilibre thermique - l'apport et la perte de chaleur sont équilibrés de différentes manières, y compris par rayonnement.

Répartition du solde de la carte

Aux mêmes latitudes du globe, le bilan radiatif est plus important à la surface de l'océan qu'au-dessus des terres. Cela peut s'expliquer par le fait que la couche qui absorbe le rayonnement dans les océans est plus épaisse, alors que dans le même temps, le rayonnement effectif y est moindre en raison du froid de la surface de la mer par rapport à la terre.

Des fluctuations importantes de l'amplitude de sa distribution sont observées dans les déserts. Le bilan y est plus faible en raison du rayonnement effectif élevé dans l'air sec et de la faible couverture nuageuse. Dans une moindre mesure, il est abaissé dans les zones de climat de mousson. Pendant la saison chaude, la nébulosité y est accrue et le rayonnement solaire absorbé est inférieur à celui des autres régions de la même latitude.

Bien sûr, le principal facteur dont dépend le rayonnement solaire annuel moyen est la latitude d'une zone particulière. Enregistrez des "portions" d'ultraviolets vers des pays situés près de l'équateur. C'est l'Afrique du Nord-Est, sa côte orientale, la péninsule arabique, le nord et l'ouest de l'Australie, une partie des îles de l'Indonésie, la côte ouest de l'Amérique du Sud.

En Europe, la Turquie, le sud de l'Espagne, la Sicile, la Sardaigne, les îles de la Grèce, la côte de la France (partie sud), ainsi qu'une partie des régions de l'Italie, de Chypre et de la Crète absorbent la plus grande dose de lumière et radiation.

Et nous ?

Le rayonnement solaire total en Russie est distribué, à première vue, de manière inattendue. Sur le territoire de notre pays, curieusement, ce ne sont pas les stations balnéaires de la mer Noire qui détiennent la palme. Les plus fortes doses de rayonnement solaire tombent sur les territoires limitrophes de la Chine et de Severnaya Zemlya. En général, le rayonnement solaire en Russie n'est pas particulièrement intense, ce qui s'explique entièrement par notre nord position géographique. La quantité minimale de lumière solaire va à la région nord-ouest - Saint-Pétersbourg, ainsi qu'aux zones environnantes.

Le rayonnement solaire en Russie est inférieur à celui de l'Ukraine. Là, le rayonnement ultraviolet le plus va à la Crimée et aux territoires au-delà du Danube, en deuxième place sont les Carpates avec les régions du sud de l'Ukraine.

Le rayonnement solaire total (direct et diffusé) tombant sur une surface horizontale est donné par mois dans des tableaux spécialement conçus pour différents territoires et est mesuré en MJ / m 2. Par exemple, le rayonnement solaire à Moscou varie de 31 à 58 en hiver à 568 à 615 en été.

À propos de l'ensoleillement

L'insolation, ou la quantité de rayonnement utile tombant sur une surface éclairée par le soleil, varie considérablement selon les emplacements géographiques. L'insolation annuelle est calculée par mètre carré en mégawatts. Par exemple, à Moscou, cette valeur est de 1,01, à Arkhangelsk - 0,85, à Astrakhan - 1,38 MW.

Lors de sa détermination, il est nécessaire de prendre en compte des facteurs tels que la période de l'année (en hiver, l'éclairage et la longitude du jour sont inférieurs), la nature du terrain (les montagnes peuvent bloquer le soleil), caractéristique de la région Météo- brouillard, pluies fréquentes et nébulosité. Le plan photorécepteur peut être orienté verticalement, horizontalement ou obliquement. La quantité d'insolation, ainsi que la répartition du rayonnement solaire en Russie, sont des données regroupées dans un tableau par ville et région, indiquant la latitude géographique.

CONFÉRENCE 2.

RADIATION SOLAIRE.

Planifier:

1. La valeur du rayonnement solaire pour la vie sur Terre.

2. Types de rayonnement solaire.

3. Composition spectrale du rayonnement solaire.

4. Absorption et dispersion du rayonnement.

5.PAR (rayonnement photosynthétiquement actif).

6. Bilan radiatif.

1. La principale source d'énergie sur Terre pour tous les êtres vivants (plantes, animaux et humains) est l'énergie du soleil.

Le soleil est une boule de gaz d'un rayon de 695300 km. Le rayon du Soleil est 109 fois plus grand que le rayon de la Terre (6378,2 km équatorial, 6356,8 km polaire). Le soleil est composé principalement d'hydrogène (64%) et d'hélium (32%). Le reste ne représente que 4% de sa masse.

L'énergie solaire est la principale condition d'existence de la biosphère et l'un des principaux facteurs de formation du climat. En raison de l'énergie du Soleil, les masses d'air dans l'atmosphère se déplacent constamment, ce qui assure la constance de la composition gazeuse de l'atmosphère. Sous l'action du rayonnement solaire, une énorme quantité d'eau s'évapore de la surface des réservoirs, du sol, des plantes. La vapeur d'eau transportée par le vent des océans et des mers vers les continents est la principale source de précipitations terrestres.

L'énergie solaire est une condition indispensable à l'existence des plantes vertes, qui convertissent l'énergie solaire en substances organiques à haute énergie lors de la photosynthèse.

La croissance et le développement des plantes est un processus d'assimilation et de traitement de l'énergie solaire, par conséquent, la production agricole n'est possible que si l'énergie solaire atteint la surface de la Terre. Le scientifique russe a écrit: "Donnez au meilleur cuisinier autant d'air frais, de soleil, toute une rivière d'eau propre que vous le souhaitez, demandez-lui de préparer du sucre, de l'amidon, des graisses et des céréales à partir de tout cela, et il pensera que vous riez à lui. Mais ce qui semble absolument fantastique à une personne s'accomplit sans entrave dans les feuilles vertes des plantes sous l'influence de l'énergie du Soleil. On estime que 1 m². un mètre de feuilles par heure produit un gramme de sucre. En raison du fait que la Terre est entourée d'une enveloppe continue de l'atmosphère, les rayons du soleil, avant d'atteindre la surface de la Terre, traversent toute l'épaisseur de l'atmosphère, qui les reflète en partie, les diffuse en partie, c'est-à-dire modifie la quantité et la qualité de la lumière du soleil entrant dans la surface de la terre. Les organismes vivants sont sensibles aux changements d'intensité de l'illumination créée par le rayonnement solaire. En raison de la réponse différente à l'intensité lumineuse, toutes les formes de végétation sont divisées en aimant la lumière et tolérante à l'ombre. Un éclairage insuffisant dans les cultures provoque, par exemple, une faible différenciation des tissus pailleux des cultures céréalières. En conséquence, la résistance et l'élasticité des tissus diminuent, ce qui conduit souvent à la verse des cultures. Dans les cultures de maïs épaissies, en raison d'un faible éclairage par le rayonnement solaire, la formation d'épis sur les plantes est affaiblie.

Le rayonnement solaire affecte la composition chimique des produits agricoles. Par exemple, la teneur en sucre des betteraves et des fruits, la teneur en protéines du grain de blé dépendent directement du nombre de jours ensoleillés. La quantité d'huile dans les graines de tournesol, de lin augmente également avec l'augmentation de l'arrivée du rayonnement solaire.

L'éclairage des parties aériennes des plantes affecte de manière significative l'absorption des nutriments par les racines. Sous un faible éclairage, le transfert des assimilats vers les racines ralentit et, par conséquent, les processus de biosynthèse se produisant dans les cellules végétales sont inhibés.

L'éclairage affecte également l'émergence, la propagation et le développement des maladies des plantes. La période d'infection se compose de deux phases, différant l'une de l'autre en réponse au facteur lumineux. Le premier d'entre eux - la germination réelle des spores et la pénétration du principe infectieux dans les tissus de la culture affectée - ne dépend dans la plupart des cas pas de la présence et de l'intensité de la lumière. Le second - après la germination des spores - est le plus actif dans des conditions de forte luminosité.

L'effet positif de la lumière affecte également le taux de développement de l'agent pathogène dans la plante hôte. Ceci est particulièrement évident dans les champignons de la rouille. Plus il y a de lumière, plus la période d'incubation de la rouille de la lignée du blé, de la rouille jaune de l'orge, de la rouille du lin et du haricot, etc. est courte. Et cela augmente le nombre de générations du champignon et augmente l'intensité de l'infection. La fertilité augmente chez cet agent pathogène dans des conditions de lumière intense.

Certaines maladies se développent plus activement dans des conditions de faible luminosité, ce qui provoque un affaiblissement des plantes et une diminution de leur résistance aux maladies (agents responsables de divers types de pourriture, en particulier des cultures maraîchères).

Durée de l'éclairage et des plantes. Le rythme du rayonnement solaire (l'alternance des parties claires et sombres de la journée) est le facteur environnemental le plus stable et le plus récurrent d'année en année. À la suite de nombreuses années de recherche, les physiologistes ont établi la dépendance de la transition des plantes au développement génératif sur un certain rapport de la durée du jour et de la nuit. À cet égard, les cultures selon la réaction photopériodique peuvent être classées en groupes : journée courte, dont le développement est retardé à une longueur de jour de plus de 10 heures. Une journée courte favorise la formation de fleurs, tandis qu'une longue journée l'empêche. Ces cultures comprennent le soja, le riz, le millet, le sorgho, le maïs, etc. ;

longue journée jusqu'à 12-13 heures, nécessitant un éclairage à long terme pour leur développement. Leur développement s'accélère lorsque la durée du jour est d'environ 20 heures.Ces cultures comprennent le seigle, l'avoine, le blé, le lin, les pois, les épinards, le trèfle, etc.;

neutre par rapport à la durée du jour, dont le développement ne dépend pas de la durée de la journée, par exemple, tomate, sarrasin, légumineuses, rhubarbe.

Il a été établi que la prédominance d'une certaine composition spectrale dans le flux rayonnant est nécessaire au début de la floraison des plantes. Les plantes de jours courts se développent plus rapidement lorsque le rayonnement maximal tombe sur les rayons bleu-violet, et les plantes de jours longs - sur les rouges. La durée de la partie claire de la journée (durée astronomique du jour) dépend de la période de l'année et de la latitude géographique. A l'équateur, la durée du jour tout au long de l'année est de 12 heures ± 30 minutes. En se déplaçant de l'équateur aux pôles après l'équinoxe de printemps (21.03), la durée du jour augmente vers le nord et diminue vers le sud. Après l'équinoxe d'automne (23.09), la distribution de la durée du jour est inversée. Dans l'hémisphère nord, le 22 juin est le jour le plus long, dont la durée est de 24 heures au nord du cercle polaire arctique. Le jour le plus court dans l'hémisphère nord est le 22 décembre, et au-delà du cercle polaire arctique pendant les mois d'hiver, le soleil ne s'élever au-dessus de l'horizon. Aux latitudes moyennes, par exemple à Moscou, la durée du jour au cours de l'année varie de 7 à 17,5 heures.

2. Types de rayonnement solaire.

Le rayonnement solaire est composé de trois composantes : le rayonnement solaire direct, diffusé et total.

RAYONNEMENT SOLAIRE DIRECTS- rayonnement provenant du soleil dans l'atmosphère puis à la surface de la terre sous la forme d'un faisceau de rayons parallèles. Son intensité se mesure en calories par cm2 par minute. Elle dépend de la hauteur du soleil et de l'état de l'atmosphère (nébulosité, poussière, vapeur d'eau). La quantité annuelle de rayonnement solaire direct sur la surface horizontale du territoire du territoire de Stavropol est de 65 à 76 kcal/cm2/min. Au niveau de la mer, avec une position élevée du Soleil (été, midi) et une bonne transparence, le rayonnement solaire direct est de 1,5 kcal/cm2/min. C'est la partie à courte longueur d'onde du spectre. Lorsque le flux de rayonnement solaire direct traverse l'atmosphère, il s'affaiblit en raison de l'absorption (environ 15 %) et de la diffusion (environ 25 %) de l'énergie par les gaz, les aérosols, les nuages.

Le flux de rayonnement solaire direct tombant sur une surface horizontale est appelé insolation. S= S péché hoest la composante verticale du rayonnement solaire direct.

S – quantité de chaleur reçue par une surface perpendiculaire au faisceau ,

ho – la hauteur du Soleil, c'est-à-dire l'angle formé par un rayon de soleil avec une surface horizontale .

Aux limites de l'atmosphère, l'intensité du rayonnement solaire estAlors= 1,98 kcal/cm2/min. - selon l'accord international de 1958. C'est ce qu'on appelle la constante solaire. Ce serait à la surface si l'atmosphère était absolument transparente.

Riz. 2.1. La trajectoire du rayon solaire dans l'atmosphère à différentes hauteurs du soleil

RAYONNEMENT DIFFUSÉré – une partie du rayonnement solaire résultant de la diffusion par l'atmosphère retourne dans l'espace, mais une partie importante de celui-ci pénètre dans la Terre sous forme de rayonnement diffusé. Rayonnement diffusé maximum + 1 kcal/cm2/min. Il est noté dans un ciel clair, s'il y a de hauts nuages ​​dessus. Sous un ciel nuageux, le spectre du rayonnement diffusé est similaire à celui du soleil. C'est la partie à courte longueur d'onde du spectre. Longueur d'onde 0,17-4 microns.

RAYONNEMENT TOTALQ- consiste en un rayonnement diffus et direct sur une surface horizontale. Q= S+ ré.

Le rapport entre rayonnement direct et rayonnement diffus dans la composition du rayonnement total dépend de la hauteur du Soleil, de la nébulosité et de la pollution de l'atmosphère, et de la hauteur de la surface au-dessus du niveau de la mer. Avec une augmentation de la hauteur du Soleil, la fraction de rayonnement diffusé dans un ciel sans nuages ​​diminue. Plus l'atmosphère est transparente et plus le Soleil est haut, plus la proportion de rayonnement diffusé est faible. Avec des nuages ​​denses continus, le rayonnement total est entièrement constitué de rayonnement diffusé. En hiver, du fait de la réflexion du rayonnement par la couverture neigeuse et de sa diffusion secondaire dans l'atmosphère, la proportion de rayonnement diffusé dans la composition du total augmente sensiblement.

La lumière et la chaleur reçues par les plantes du Soleil sont le résultat de l'action du rayonnement solaire total. Par conséquent, les données sur les quantités de rayonnement reçues par la surface par jour, mois, saison de croissance et année sont d'une grande importance pour l'agriculture.

rayonnement solaire réfléchi. Albédo. Le rayonnement total qui a atteint la surface de la Terre, partiellement réfléchi par celle-ci, crée un rayonnement solaire réfléchi (RK), dirigé de la surface de la Terre vers l'atmosphère. La valeur du rayonnement réfléchi dépend en grande partie des propriétés et de l'état de la surface réfléchissante : couleur, rugosité, humidité, etc. La réflectivité de toute surface peut être caractérisée par son albédo (Ak), qui est compris comme le rapport du rayonnement solaire réfléchi au total. L'albédo est généralement exprimé en pourcentage :

Les observations montrent que l'albédo des différentes surfaces varie dans des limites relativement étroites (10...30%), à l'exception de la neige et de l'eau.

L'albédo dépend de l'humidité du sol, avec l'augmentation de laquelle il diminue, ce qui est important dans le processus de modification du régime thermique des champs irrigués. En raison de la diminution de l'albédo, lorsque le sol est humidifié, le rayonnement absorbé augmente. Albédo diverses surfaces a un cours quotidien et annuel bien prononcé, en raison de la dépendance de l'albédo à la hauteur du Soleil. Valeur la plus basse l'albédo est observé vers midi et pendant l'année - en été.

Le propre rayonnement de la Terre et le contre-rayonnement de l'atmosphère. Rayonnement efficace. la surface de la Terre comme corps physique, qui a une température supérieure au zéro absolu (-273 ° C), est une source de rayonnement, appelée rayonnement propre de la Terre (E3). Il est dirigé dans l'atmosphère et est presque entièrement absorbé par la vapeur d'eau, les gouttelettes d'eau et le dioxyde de carbone contenus dans l'air. Le rayonnement de la Terre dépend de la température de sa surface.

L'atmosphère, absorbant une petite quantité de rayonnement solaire et presque toute l'énergie émise par la surface de la terre, se réchauffe et, à son tour, rayonne également de l'énergie. Environ 30% du rayonnement atmosphérique va dans l'espace extra-atmosphérique et environ 70% vient à la surface de la Terre et s'appelle le rayonnement contre-atmosphérique (Ea).

La quantité d'énergie émise par l'atmosphère est directement proportionnelle à sa température, sa teneur gaz carbonique, l'ozone et les nuages.

La surface de la Terre absorbe presque entièrement ce contre-rayonnement (de 90...99%). Ainsi, c'est une source importante de chaleur pour la surface de la terre en plus du rayonnement solaire absorbé. Cette influence de l'atmosphère sur le régime thermique de la Terre est appelée effet de serre ou effet de serre en raison de l'analogie externe avec l'action des verres dans les serres et les serres. Le verre transmet bien les rayons du soleil, qui chauffent le sol et les plantes, mais retarde le rayonnement thermique du sol et des plantes chauffés.

La différence entre le rayonnement propre de la surface de la Terre et le contre-rayonnement de l'atmosphère s'appelle le rayonnement effectif : Eef.

Eef= E3-Ea

Les nuits claires et légèrement nuageuses, le rayonnement effectif est beaucoup plus important que les nuits nuageuses; par conséquent, le refroidissement nocturne de la surface de la terre est également plus important. Pendant la journée, il est bloqué par le rayonnement total absorbé, ce qui entraîne une augmentation de la température de surface. Dans le même temps, le rayonnement effectif augmente également. La surface de la Terre aux latitudes moyennes perd 70...140 W/m2 en raison du rayonnement effectif, soit environ la moitié de la quantité de chaleur qu'elle reçoit de l'absorption du rayonnement solaire.

3. Composition spectrale du rayonnement.

Le soleil, en tant que source de rayonnement, a une variété d'ondes émises. Les flux d'énergie rayonnante le long de la longueur d'onde sont conditionnellement divisés en ondes courtes (X < 4 мкм) и длинноволновую (А. >4 µm) rayonnement. Le spectre du rayonnement solaire à la limite de l'atmosphère terrestre se situe pratiquement entre les longueurs d'onde de 0,17 et 4 microns, et le rayonnement terrestre et atmosphérique - de 4 à 120 microns. Par conséquent, les flux de rayonnement solaire (S, D, RK) se réfèrent au rayonnement à ondes courtes, et le rayonnement de la Terre (£3) et de l'atmosphère (Ea) - au rayonnement à ondes longues.

Le spectre du rayonnement solaire peut être divisé en trois parties qualitativement différentes : l'ultraviolet (Y< 0,40 мкм), ви­димую (0,40 мкм < Y < 0,75 µm) et infrarouge (0,76 µm < Oui < 4 µm). Avant la partie ultraviolette du spectre du rayonnement solaire se trouve le rayonnement X, et au-delà de l'infrarouge - l'émission radio du Soleil. A la limite supérieure de l'atmosphère, la partie ultraviolette du spectre représente environ 7 % de l'énergie du rayonnement solaire, 46 % pour le visible et 47 % pour l'infrarouge.

Le rayonnement émis par la terre et l'atmosphère est appelé rayonnement infrarouge lointain.

L'effet biologique des différents types de rayonnement sur les plantes est différent. rayonnement ultraviolet ralentit les processus de croissance, mais accélère le passage des étapes de formation des organes reproducteurs chez les plantes.

La valeur du rayonnement infrarouge, qui est activement absorbé par l'eau dans les feuilles et les tiges des plantes, est son effet thermique, qui affecte de manière significative la croissance et le développement des plantes.

rayonnement infrarouge lointain ne produit qu'un effet thermique sur les plantes. Son influence sur la croissance et le développement des plantes est insignifiante.

Partie visible du spectre solaire, premièrement, crée l'illumination. Deuxièmement, le rayonnement dit physiologique (A, = 0,35 ... 0,75 μm), qui est absorbé par les pigments des feuilles, coïncide presque avec la région du rayonnement visible (capturant partiellement la région du rayonnement ultraviolet). Son énergie a une importance régulatrice et énergétique importante dans la vie des plantes. Dans cette région du spectre, une région de rayonnement photosynthétiquement actif est distinguée.

4. Absorption et diffusion du rayonnement dans l'atmosphère.

En traversant l'atmosphère terrestre, le rayonnement solaire est atténué en raison de l'absorption et de la diffusion par les gaz atmosphériques et les aérosols. Dans le même temps, sa composition spectrale change également. A différentes hauteurs du soleil et différentes hauteurs du point d'observation au-dessus de la surface de la terre, la longueur du trajet parcouru par le rayon solaire dans l'atmosphère n'est pas la même. Avec une diminution de l'altitude, la partie ultraviolette du rayonnement diminue particulièrement fortement, la partie visible diminue un peu moins et seulement légèrement la partie infrarouge.

La diffusion du rayonnement dans l'atmosphère se produit principalement à la suite de fluctuations continues (fluctuations) de la densité de l'air en tout point de l'atmosphère, causées par la formation et la destruction de certains "amas" (agrégats) de molécules de gaz atmosphériques. Les particules d'aérosol diffusent également le rayonnement solaire. L'intensité de diffusion est caractérisée par le coefficient de diffusion.

K = ajouter une formule.

L'intensité de la diffusion dépend du nombre de particules diffusantes par unité de volume, de leur taille et de leur nature, ainsi que des longueurs d'onde du rayonnement diffusé lui-même.

Plus la diffusion des rayons est forte, plus la longueur d'onde est courte. Par exemple, les rayons violets diffusent 14 fois plus que les rouges, ce qui explique la couleur bleue du ciel. Comme indiqué ci-dessus (voir section 2.2), le rayonnement solaire direct traversant l'atmosphère est partiellement dissipé. En air propre et sec, l'intensité du coefficient de diffusion moléculaire obéit à la loi de Rayleigh :

k= s/Oui4 ,

où C est un coefficient dépendant du nombre de molécules de gaz par unité de volume ; X est la longueur de l'onde diffusée.

Étant donné que les longueurs d'onde lointaines de la lumière rouge sont presque deux fois les longueurs d'onde de la lumière violette, les premières sont diffusées par les molécules d'air 14 fois moins que les secondes. Étant donné que l'énergie initiale (avant diffusion) des rayons violets est inférieure au bleu et au bleu, l'énergie maximale de la lumière diffusée (rayonnement solaire diffusé) est déplacée vers les rayons bleu-bleu, qui déterminent la couleur bleue du ciel. Ainsi, le rayonnement diffus est plus riche en rayons photosynthétiquement actifs que le rayonnement direct.

Dans l'air contenant des impuretés (petites gouttelettes d'eau, cristaux de glace, particules de poussière, etc.), la diffusion est la même pour toutes les zones de rayonnement visible. Par conséquent, le ciel acquiert une teinte blanchâtre (la brume apparaît). Les éléments nuageux (grosses gouttelettes et cristaux) ne diffusent pas du tout les rayons du soleil, mais les réfléchissent de manière diffuse. En conséquence, les nuages ​​éclairés par le Soleil sont blancs.

5. PAR (rayonnement photosynthétiquement actif)

Rayonnement photosynthétiquement actif. Dans le processus de photosynthèse, ce n'est pas tout le spectre du rayonnement solaire qui est utilisé, mais seulement son

partie dans la gamme de longueurs d'onde de 0,38 ... 0,71 microns, - rayonnement photosynthétiquement actif (PAR).

On sait que le rayonnement visible, perçu par l'œil humain comme blanc, est constitué de rayons colorés : rouge, orange, jaune, vert, bleu, indigo et violet.

L'assimilation de l'énergie du rayonnement solaire par les feuilles des plantes est sélective (sélective). Les feuilles les plus intenses absorbent les rayons bleu-violet (X = 0,48 ... 0,40 microns) et rouge orangé (X = 0,68 microns), moins jaune-vert (A. = 0,58 ... 0,50 microns) et rouge lointain (A .\u003e 0,69 microns) rayons.

A la surface de la Terre, le maximum d'énergie dans le spectre du rayonnement solaire direct, lorsque le Soleil est haut, tombe sur la région des rayons jaune-vert (le disque du Soleil est jaune). Lorsque le Soleil est proche de l'horizon, les rayons rouges lointains ont le maximum d'énergie (le disque solaire est rouge). Par conséquent, l'énergie de la lumière directe du soleil est peu impliquée dans le processus de photosynthèse.

Étant donné que le PAR est l'un des facteurs les plus importants de la productivité des plantes agricoles, les informations sur la quantité de PAR entrant, en tenant compte de sa répartition sur le territoire et dans le temps, sont d'une grande importance pratique.

L'intensité PAR peut être mesurée, mais cela nécessite des filtres de lumière spéciaux qui ne transmettent que des ondes dans la plage de 0,38 à 0,71 microns. Il existe de tels appareils, mais ils ne sont pas utilisés sur le réseau des stations actinométriques, mais ils mesurent l'intensité du spectre intégral du rayonnement solaire. La valeur PAR peut être calculée à partir des données sur l'arrivée du rayonnement direct, diffus ou total en utilisant les coefficients proposés par H. G. Tooming et :

Qfar = 0,43 S"+0,57 D );

des cartes de répartition des quantités mensuelles et annuelles de Far sur le territoire de la Russie ont été établies.

Pour caractériser le degré d'utilisation du PAR par les cultures, on utilise l'efficacité du PAR :

KPIfar = (sommeQ/ phares/sommeQ/ phares) 100%,

où sommeQ/ phares- la quantité de PAR dépensée pour la photosynthèse pendant la saison de croissance des plantes ; sommeQ/ phares- le montant du PAR reçu pour les cultures durant cette période ;

Les cultures en fonction de leurs valeurs moyennes de CPIF sont divisées en groupes (selon): généralement observé - 0,5 ... 1,5%; bon-1,5...3,0 ; enregistrement - 3,5...5,0 ; théoriquement possible - 6,0 ... 8,0%.

6. BILAN RAYONNEMENTAIRE DE LA SURFACE TERRESTRE

La différence entre les flux entrants et sortants d'énergie rayonnante est appelée bilan radiatif de la surface terrestre (B).

La partie entrante du bilan radiatif de la surface de la Terre pendant la journée se compose de rayonnement solaire direct et diffus, ainsi que de rayonnement atmosphérique. La partie dépense du bilan est le rayonnement de la surface terrestre et le rayonnement solaire réfléchi :

B= S / + ré+ Ea-E3-Rk

L'équation peut aussi s'écrire sous une autre forme : B = Q- RK -Eef.

Pour la nuit, l'équation du bilan radiatif a la forme suivante :

B \u003d Ea - E3, ou B \u003d -Eef.

Si l'entrée de rayonnement est supérieure à la sortie, alors le bilan radiatif est positif et la surface active* s'échauffe. Avec un solde négatif, il se refroidit. En été, le bilan radiatif est positif le jour et négatif la nuit. Le passage à zéro a lieu le matin environ 1 heure après le lever du soleil et le soir 1 à 2 heures avant le coucher du soleil.

Le bilan radiatif annuel dans les zones où une couverture neigeuse stable est établie a des valeurs négatives pendant la saison froide et des valeurs positives pendant la saison chaude.

Le bilan radiatif de la surface de la Terre affecte de manière significative la répartition de la température dans le sol et la couche superficielle de l'atmosphère, ainsi que les processus d'évaporation et de fonte des neiges, la formation de brouillard et de givre, les modifications des propriétés des masses d'air (leur transformation).

La connaissance du régime de rayonnement des terres agricoles permet de calculer la quantité de rayonnement absorbée par les cultures et le sol en fonction de la hauteur du soleil, de la structure des cultures et de la phase de développement des plantes. Des données sur le régime sont également nécessaires pour évaluer diverses méthodes de régulation de la température et de l'humidité du sol, de l'évaporation, dont dépendent la croissance et le développement des plantes, la formation des cultures, leur quantité et leur qualité.

Les méthodes agronomiques efficaces pour influencer le rayonnement et, par conséquent, le régime thermique de la surface active sont le paillage (couvrir le sol d'une fine couche de copeaux de tourbe, de fumier pourri, de sciure de bois, etc.), recouvrir le sol d'une pellicule plastique et irriguer . Tout cela modifie la capacité de réflexion et d'absorption de la surface active.

* Surface active - la surface du sol, de l'eau ou de la végétation, qui absorbe directement le rayonnement solaire et atmosphérique et émet un rayonnement dans l'atmosphère, régulant ainsi le régime thermique des couches d'air adjacentes et des couches sous-jacentes de sol, d'eau, de végétation.

rayonnement à ondes courtes du soleil

Les ultraviolets et les rayons X proviennent principalement des couches supérieures de la chromosphère et de la couronne. Cela a été établi en lançant des fusées avec des instruments pendant éclipses solaires. L'atmosphère solaire très chaude émet toujours un rayonnement invisible à ondes courtes, mais il est particulièrement puissant pendant les années d'activité solaire maximale. À ce moment, le rayonnement ultraviolet augmente d'environ un facteur de deux et le rayonnement X de dizaines et de centaines de fois par rapport au rayonnement des années minimales. L'intensité du rayonnement à ondes courtes varie d'un jour à l'autre, augmentant fortement lorsque des éruptions se produisent.

Les rayonnements ultraviolets et X ionisent partiellement les couches de l'atmosphère terrestre, formant l'ionosphère à des altitudes de 200 à 500 km de la surface de la Terre. L'ionosphère joue un rôle important dans la mise en œuvre des radiocommunications à longue portée : les ondes radio provenant d'un émetteur radio, avant d'atteindre l'antenne du récepteur, sont réfléchies à plusieurs reprises par l'ionosphère et la surface de la Terre. L'état de l'ionosphère varie en fonction des conditions de son éclairement par le Soleil et des phénomènes qui s'y produisent. Par conséquent, pour assurer une communication radio stable, il est nécessaire de prendre en compte l'heure de la journée, la saison et l'état de l'activité solaire. Après les éruptions solaires les plus puissantes, le nombre d'atomes ionisés dans l'ionosphère augmente et les ondes radio sont partiellement ou totalement absorbées par celle-ci. Cela conduit à une détérioration et même à un arrêt temporaire des communications radio.

Les scientifiques accordent une attention particulière à l'étude de la couche d'ozone dans l'atmosphère terrestre. L'ozone se forme à la suite de réactions photochimiques (absorption de la lumière par les molécules d'oxygène) dans la stratosphère, et sa masse s'y concentre. Au total, il y a environ 3 10 9 tonnes d'ozone dans l'atmosphère terrestre. C'est très peu : l'épaisseur de la couche d'ozone pur près de la surface de la Terre ne dépasserait pas 3 mm ! Mais le rôle de la couche d'ozone, qui s'étend à plusieurs dizaines de kilomètres au-dessus de la surface de la Terre, est exceptionnellement important, car elle protège tous les êtres vivants des effets des dangereux rayonnements à ondes courtes (et, surtout, ultraviolets). du soleil. La teneur en ozone n'est pas constante à différentes latitudes et à différentes périodes de l'année. Il peut diminuer (parfois de manière très significative) à la suite de divers processus. Cela peut être facilité, par exemple, par des émissions dans l'atmosphère un grand nombre les substances contenant du chlore appauvrissant la couche d'ozone d'origine industrielle ou les émissions d'aérosols, ainsi que les émissions accompagnant les éruptions volcaniques. Les zones de fort appauvrissement de la couche d'ozone (« trous d'ozone”) ont été trouvés sur différentes régions de notre planète, et pas seulement sur l'Antarctique et un certain nombre d'autres territoires de l'hémisphère sud de la Terre, mais aussi sur l'hémisphère nord. En 1992, des rapports alarmants ont commencé à apparaître sur l'appauvrissement temporaire de la couche d'ozone au-dessus de la Russie d'Europe du Nord et une diminution de l'ozone au-dessus de Moscou et de Saint-Pétersbourg. Les scientifiques, conscients de la nature globale du problème, s'organisent à l'échelle mondiale études environnementales, comprenant principalement un système mondial de surveillance continue de l'état de la couche d'ozone. Des accords internationaux ont été élaborés et signés pour protéger la couche d'ozone et limiter la production de substances appauvrissant la couche d'ozone.

Émission radio solaire

Une étude systématique de l'émission radio du Soleil n'a commencé qu'après la Seconde Guerre mondiale, lorsqu'il a été découvert que le Soleil est une puissante source d'émission radio. Les ondes radio pénètrent dans l'espace interplanétaire, elles sont émises par la chromosphère (ondes centimétriques) et la couronne (ondes décimétriques et métriques). Cette émission radio atteint la Terre. L'émission radio du Soleil a deux composantes - une constante, presque inchangée en intensité, et une variable (rafales, "tempêtes de bruit").

L'émission radio du Soleil calme s'explique par le fait que le plasma solaire chaud émet toujours des ondes radio accompagnées d'oscillations électromagnétiques d'autres longueurs d'onde (émission radio thermique). Lors de grandes éruptions, l'émission radio du Soleil augmente de milliers voire de millions de fois par rapport à l'émission radio du Soleil calme. Cette émission radio, générée par des processus non stationnaires rapides, a un caractère non thermique.

Rayonnement corpusculaire du Soleil

Un certain nombre de phénomènes géophysiques (orages magnétiques, c'est-à-dire modifications à court terme du champ magnétique terrestre, aurores boréales, etc.) sont également associés à l'activité solaire. Mais ces phénomènes se produisent un jour après les éruptions solaires. Ils ne sont pas causés par un rayonnement électromagnétique atteignant la Terre en 8,3 minutes, mais par des corpuscules (protons et électrons formant un plasma raréfié), qui pénètrent l'espace proche de la Terre avec un retard (de 1 à 2 jours), car ils se déplacent à des vitesses de 400 à 1000 km/c.

Les corpuscules sont émis par le Soleil même lorsqu'il n'y a pas d'éclairs et de taches dessus. La couronne solaire est la source d'un flux constant de plasma (vent solaire) qui se produit dans toutes les directions. Le vent solaire, créé par la couronne en expansion continue, enveloppe les planètes se déplaçant près du Soleil et . Les éruptions sont accompagnées de "rafales" de vent solaire. Des expériences dans des stations interplanétaires et des satellites artificiels de la Terre ont permis de détecter directement le vent solaire dans l'espace interplanétaire. Lors des éruptions et lors d'un écoulement calme du vent solaire, non seulement les corpuscules mais aussi le champ magnétique associé au plasma en mouvement pénètrent dans l'espace interplanétaire.