Radiația solară și impactul acesteia asupra corpului uman și asupra climei. Structura și radiația electromagnetică a soarelui

Pudovkin O.L. Structura și radiația electromagnetică a Soarelui 0 Moscova, 2014

Pudovkin O.L. Structura și radiația electromagnetică a Soarelui Moscova, 2014 1

UDC 52 + 55 Pudovkin O.L. Structura și radiația electromagnetică a Soarelui. – Deschideți platforma de publicare electronică SPUBLER. Data publicării: 2014-08-17. - 22 s. Sunt prezentate necesare dezvoltatorilor de sisteme spațiale pentru teledetecția Pământului și utilizatorilor informațiilor spațiale. Informații generale asupra radiației electromagnetice a soarelui. Structura Soarelui și fundamentele fizice ale proceselor care au loc în el, caracteristicile energetice și spectrale ale radiațiilor sunt luate în considerare în raport cu tabelele de clasificare a intervalelor de frecvență adoptate de ITU, IEEE și GOST 24375-80. Pudovkin Oleg Leonidovici. Interese științifice în domeniile: analiza sistemelor, teoria sistemelor și controlului, deșeuri spațiale produse de om și cosmogenice, drept internațional spațial, geofizică, sisteme de comunicații și navigație spațiale globale, management de proiect. Peste 100 de publicații științifice și 8 monografii. Doctor stiinte tehnice, Membru corespondent al Academiei de Cosmonautică și al Academiei de Științe Militare. În industria spațială din 1968: VIKA im. A.F. Mozhaisky, Complexul de Comandă și Măsurare al Ministerului Apărării al Federației Ruse, Comitetul Științific și Tehnic al Forțelor Strategice de Rachete, Comitetul Științific Militar al Forțelor Spațiale; vicepreședinte, proiectant șef, consilier în organizații din industria spațială; expert al clusterului spațial al Fundației Skolkovo. Doctor în științe tehnice Pudovkin O.L. e-mail: [email protected] 2

1. Structura Soarelui Soarele este cea mai apropiată stea de Pământ, distanță de noi la o distanță de 8,32 ± 0,16 minute lumină. Toate celelalte stele sunt mult mai departe. Cea mai apropiată de noi este vedeta Proxima Centauri [din. lat roxima - cea mai apropiată] este o pitică roșie aparținând sistemului stelar Alpha Centauri, situată la o distanță de 4,2421 ± 0,0016 ani lumină, adică de 270.000 de ori distanța de la Pământ la Soare. În ceea ce privește dimensiunea sa, Soarele aparține stelelor tipice - pitici din clasa spectrală G2 conform diagramei Hertzsprung-Russell. Aceasta înseamnă că lumina soarelui, pe care suntem obișnuiți să o percepem ca fiind albă, este de fapt ușor gălbuie. Soarele este îndepărtat de Pământ la o distanță medie de 149.597.870 km. Deoarece această distanță este cea mai importantă scară din sistemul solar, este acceptată ca una dintre principalele unități de măsură a distanțelor în astronomie și se numește unitatea astronomică (au, au). În sistemul SI 1 au = 149 597 870 700 m. Soarele este corpul central sistem solar, mai mult de 99,86% din masa sa totală este concentrată în el. Se crede că planetele și Soarele au apărut acum 4-5 miliarde de ani dintr-o nebuloasă gigantică de gaz și praf. În același timp, Soarele a absorbit cea mai mare parte a masei, care în prezent este de aproximativ 2 × 1027 de tone, adică de 333 de mii de ori masa Pământului și de 743 de ori masa tuturor planetelor combinate. Compoziția chimică a materiei solare este dominată de hidrogen - 72% și heliu - 26% din masa Soarelui. Puțin mai puțin de un procent este oxigen, 0,4% este carbon, aproximativ 0,1% este neon. Dacă aceste rapoarte sunt exprimate în termeni de număr de atomi, se dovedește că există 98.000 de atomi de heliu per milion de atomi de hidrogen, 850 de atomi de oxigen, 360 de atomi de carbon, 120 de atomi de neon, 110 de atomi de azot și 40 de atomi de fier și siliciu fiecare. . Cunoscând distanța până la Soare și raza lui unghiulară aparentă, este ușor de stabilit că Soarele este de 109 ori mai mare decât Pământul, iar raza lui ajunge la 696 mii de kilometri. În consecință, volumul Soarelui este de peste 1.300.000 de ori volumul Pământului și, prin urmare, densitatea medie se dovedește a fi de aproape 4 ori mai mică decât cea a Pământului și este de aproximativ 1,4 g/cm3. După standardele pământești, luminozitatea Soarelui este colosală și atinge 3,85 × 1023 kW. Chiar și o mică parte din energia solară care iradiază globul (și aceasta este aproximativ o zece miliarde) este de zeci de mii de ori mai puternică decât puterea totală a tuturor centralelor electrice din lume. Energia razelor solare care cad pe o zonă de 1 m2 perpendiculară pe Pământ ar putea face ca un motor de 1,4 kW să funcționeze, iar 1 m2 din atmosfera Soarelui radiază energie cu o putere de 60 mW. Figura 1 - Structura Soarelui. Soarele este format din straturi interioare - zona reacțiilor nucleare, zona de transfer de energie radiantă și zona de convecție, precum și atmosfera, inclusiv fotosfera, cromosfera și coroana, care se transformă în vântul solar. 3

1.1. Straturile interioare ale Soarelui Studiile teoretice din secolul trecut, confirmate de datele experimentale din ultimele decenii, au arătat că straturile interioare (neobservabile direct) ale Soarelui constau din trei părți principale, aproximativ egale ca adâncime: zona reacțiilor nucleare ; zona de transfer de energie radiantă; zona convectiva. Zona reacțiilor nucleare (partea centrală, miez) se caracterizează prin valorile maxime ale temperaturii, presiunii și densității materiei comprimate de gravitație și încălzite constant de energia reacțiilor termonucleare. Se crede că nucleul solar se extinde din centrul Soarelui până la o distanță de aproximativ 175.000 km (aproximativ 0,2 raze solare) și este cea mai fierbinte parte a Soarelui. Temperatura din nucleul solar este de aproximativ 15.000.000 K (pentru comparație: temperatura suprafeței solare din cromosferă este de aproximativ 60.000 K). Densitatea nucleului este de 150.000 kg/m³, care este de 150 de ori mai mare decât densitatea apei de pe Pământ. O analiză a datelor obținute de sonda SOHO a arătat că în miez viteza de rotație a Soarelui în jurul axei sale este mult mai mare decât la suprafață. Figura 2 - SOHO [din engleză. Observatorul Solar și Heliosferic, codul observator „249”] este o navă spațială pentru observarea Soarelui. Proiect comun între ESA și NASA. A fost lansat pe 2 decembrie 1995 la 08:08:00 UTC, denumire internațională 1995-065A, lansat în punctul Lagrange L1 al sistemului Pământ-Soare, a început să funcționeze în mai 1996. În nucleu are loc o reacție termonucleară proton-proton, în urma căreia cel mai comun dintre cei doi izotopi naturali ai heliului, 4 He, este format din patru protoni, ceea ce reprezintă aproximativ 99,999863% din volumul întregului heliu de pe Pământ. În același timp, 4,26 milioane de tone de materie (3,6 1038 protoni) sunt convertite în energie în fiecare secundă, dar această valoare este neglijabilă în comparație cu masa Soarelui - 2 1027 tone. Timpul după care Soarele își va consuma „combustibilul” și reacția termonucleară se va opri este estimat la 6 miliarde de ani. Puterea nucleului Soarelui este de 380 iotawatt (1 IW = 1024 W), ceea ce este echivalent cu detonarea a 9,1 1010 megatone de TNT pe secundă. Se știe că cel mai puternic dispozitiv energetic pus vreodată în acțiune de oameni a fost Bomba țarului sovietic (numele de cod al proiectului este Ivan), explodat la 30 octombrie 1961 pe Novaia Zemlya. Puterea sa a fost de 50 de megatone, ceea ce este echivalent cu 5,3 IW sau aproximativ un procent din energia solară eliberată într-o secundă. Miezul este singurul loc de pe Soare unde energia și căldura sunt obținute dintr-o reacție termonucleară, restul stelei este încălzit de această energie. Toată energia de bază 4

trece secvențial prin straturi, până la fotosferă, din care este emisă sub formă de lumină solară și energie cinetică. În timpul mișcării fotonilor de înaltă energie (gama și raze X) către suprafața Soarelui, aceștia împrăștie o parte din energie în straturi mai puțin energetice în comparație cu nucleul. Estimările „timpului de tranzit al fotonului” variază de la 40.000 de ani la 50 de milioane de ani. Fiecare gamma-cuantică din miezul Soarelui este convertit în câteva milioane de fotoni vizibili, care sunt emiși de la suprafața sa. Zona de transfer de energie radiantă (zona radiantă, zona de radiație) este zona de transfer de energie nucleară prin radiația atomilor individuali, care o absorb constant și o reemit în toate direcțiile. Zona este situată direct deasupra nucleului solar, la distanțe de aproximativ 0,2-0,25 până la 0,7 din raza Soarelui față de centrul său. Limita inferioară a zonei este considerată a fi linia sub care au loc reacțiile nucleare, iar limita superioară este limita deasupra căreia începe amestecarea activă a materiei (zona convectivă). Diferența de temperatură este de la 7.000.000 K la 2.000.000 K. Hidrogenul din zona de transfer radiativ este comprimat atât de strâns încât protonii vecini nu pot schimba locurile, ceea ce face transferul de energie prin amestecarea substanței foarte dificil. Obstacole suplimentare în calea amestecării substanței sunt create de rata scăzută de scădere a temperaturii pe măsură ce aceasta se deplasează din straturile inferioare în straturile superioare, ceea ce se datorează conductivității termice ridicate a hidrogenului. Emisia directă în exterior este, de asemenea, imposibilă, deoarece hidrogenul este opac la radiația care apare în timpul reacției de fuziune nucleară. Transferul de energie, pe lângă transferul de căldură, are loc și prin absorbția și emisia succesive de fotoni de către straturile individuale de particule. Datorită faptului că energia unui foton emis este întotdeauna mai mică decât energia unuia absorbit, compoziția spectrală a radiației se modifică pe măsură ce trece prin zona radiativă. Dacă la intrarea în zonă toată radiația este reprezentată de radiații gamma cu lungime de undă extrem de scurtă, atunci ieșind din zona radiantă, fluxul luminos de radiație este un „amestec” care acoperă aproape toate lungimile de undă, inclusiv pe cea vizibilă. Zona convectivă începe la o adâncime de 0,3 rază și se extinde până la suprafața Soarelui (sau mai bine zis, atmosfera acestuia). Partea sa inferioară este încălzită la 2.000.000 K, în timp ce temperatura limitei exterioare nu atinge 60.000 K. Esența convecției asupra Soarelui este că un gaz mai dens este distribuit pe suprafață, se răcește pe el, apoi se grăbește din nou spre centru. . Astfel, în zona convectivă a Soarelui, procesul de amestecare are loc constant. Se crede că fluxurile de plasmă care se mișcă în el au contribuția principală la formarea câmpului magnetic solar. Masa zonei convective este de numai două procente din masa Soarelui. La limita inferioară, densitatea plasmei este egală cu 0,2 din densitatea apei, iar atunci când intră în atmosfera Soarelui, scade la 0,0001 din densitatea aerului terestre deasupra nivelului mării. Substanța zonei convective se mișcă într-un mod foarte complex. Din adâncuri se ridică fluxuri puternice, dar lente de plasmă fierbinte, cu un diametru de o sută de mii de kilometri, a căror viteză nu depășește câțiva centimetri pe secundă. Jeturi nu atât de puternice de plasmă mai puțin încălzită coboară spre ele, a căror viteză este deja măsurată în metri pe secundă. La o adâncime de câteva mii de kilometri, plasma ascendentă la temperatură înaltă este împărțită în celule gigantice, dintre care cele mai mari au dimensiuni liniare de aproximativ 30-35 mii de kilometri și sunt numite supergranule. Mai aproape de suprafață, se formează mezogranule cu o dimensiune caracteristică de aproximativ 5000 km și chiar mai aproape de suprafață se formează granule de 3-4 ori mai mici. În funcție de dimensiunea granulelor, acestea trăiesc de la o zi la fracțiuni de oră. Când aceste produse ale mișcării colective a plasmei ajung la suprafața Soarelui, pot fi observate cu ușurință cu un telescop cu un filtru special. 5

1.2. Atmosfera Soarelui Atmosfera Soarelui se numește cele trei straturi ale sale exterioare - fotosfera, cromosfera și coroana. Corona trece în vântul solar. Straturile sunt situate deasupra zonei convective și constau în principal (în funcție de numărul de atomi) din hidrogen, heliu - 10%, carbon, azot și oxigen - 0,0001%, metale, împreună cu toate celelalte elemente chimice - 0,00001%. Cel mai profund dintre straturile exterioare este fotosfera, care este adesea numită incorect „suprafața Soarelui”, deși un corp sferic gazos nu poate avea o suprafață. Am convenit să înțelegem raza Soarelui ca distanța de la centru până la stratul cu temperatura minimă. Fotosfera [tradus din greacă - „sfera luminii”] este un strat al atmosferei unei stele, suprafața aparentă a Soarelui. În fotosferă se formează un spectru continuu de radiații optice care ajunge la noi. Grosimea fotosferei solare este de aproximativ 500 km. Pentru Soare, temperatura din fotosferă scade odată cu altitudinea de la 8.000 - 10.0000 K până la temperatura minimă pe Soare de aproximativ 43.000 K. Densitatea fotosferei este de la 10-8 la 10-9 g/cm3 (particulă). concentrație de la 1015 la 1016 cm-3), presiunea este de aproximativ 0,1 atmosferă. În astfel de condiții, toți atomii cu potențiale de ionizare scăzute (de exemplu, Na, K, Ca) sunt ionizați. Elementele rămase, inclusiv hidrogenul, a cărui energie de ionizare este de aproximativ 13,6 eV (2,18 10−18 J), rămân predominant în stare neutră, astfel încât fotosfera este singurul strat de pe Soare în care hidrogenul este aproape neutru. Suprafața fotosferei solare este acoperită cu granule, a căror dimensiune este de la 200 la 2000 km, durata existenței lor fiind de la 1 la 10 minute. Granulele sunt vârfurile celulelor convective formate în zona convectivă. Principala sursă de lumină solară este stratul inferior al fotosferei, aflat la 150 km distanță. De-a lungul grosimii stratului, temperatura plasmei scade de la 64.000 la 44.000 K, în timp ce în mod constant apar regiuni de temperatură până la 37.000 K, care strălucesc mai slab și se găsesc sub formă de pete întunecate. Numărul lor variază pe o perioadă de 11 ani, dar nu acoperă niciodată mai mult de 0,5% din discul solar. Figura 3 - Un grup de pete solare fotografiate în lumină vizibilă de sonda spațială HINODE-3, decembrie 2006. Cromosferă [din altă greacă. χρομα - culoare, σφαίρα - bilă, sferă) - învelișul exterior al Soarelui cu o grosime de aproximativ 2000 km, care înconjoară fotosfera. Originea denumirii acestei părți a atmosferei solare este asociată cu culoarea sa roșiatică, cauzată de faptul că linia roșie de emisie de hidrogen H-alfa din seria Balmer domină în spectrul vizibil al cromosferei. Limita superioară a cromosferei nu are o suprafață netedă pronunțată; ejecta fierbinte, numită spicule, provine constant din ea. 6

Spiculul este elementul principal al structurii fine a cromosferei solare. Dacă limbul Soarelui este observat în lumina unei anumite frecvențe și strict constantă, atunci spiculele vor fi văzute ca niște coloane de gaz luminos, destul de subțiri la scara solară cu un diametru de aproximativ 1000 km. Aceste coloane se ridică mai întâi din cromosfera inferioară cu 5000-10000 km, apoi cad înapoi, unde se estompează. Toate acestea se întâmplă cu o viteză de aproximativ 20.000 m/s. Spicula trăiește 5-10 minute. Numărul de spicule existente simultan pe Soare depășește zeci de mii și poate ajunge până la un milion. Rețeaua cromosferică este practic formată din ele. Temperatura cromosferei crește odată cu altitudinea de la 40.000 K la 20.000 K. Densitatea cromosferei este scăzută, astfel încât luminozitatea este insuficientă pentru observare în condiții normale. Dar în timpul unei eclipse totale de soare, când Luna acoperă fotosfera strălucitoare, cromosfera situată deasupra ei devine vizibilă și strălucește în roșu. De asemenea, poate fi observată în orice moment folosind filtre optice speciale cu bandă îngustă. Pe lângă linia H-alfa deja menționată cu o lungime de undă de 656,3 nm, filtrul poate fi reglat și pe liniile Ca II K (393,4 nm) și Ca II H (396,8 nm). Principalele structuri cromosferice care sunt vizibile în aceste linii sunt: ​​grila cromosferică care acoperă întreaga suprafață a Soarelui și constă din linii care înconjoară celulele de supergranule de până la 30.000 km diametru; floculii sunt formațiuni ușoare asemănătoare norilor, cel mai adesea asociate cu zone cu câmpuri magnetice puternice - regiuni active din jurul petelor solare; fibrele și filamentele (fibrile) sunt linii întunecate de diferite lățimi și lungimi, la fel ca floculii, care se găsesc adesea în zonele active. Figura 4 - Eclipsa de soare din 11 august 1999. Cromosfera este vizibilă ca o dungă roșie subțire în jurul discului, corona ca zonă. Corona este ultimul înveliș exterior al Soarelui. Coroana constă în principal din proeminențe și erupții energetice, erupând și erupând câteva sute și chiar mai mult de un milion de kilometri în spațiu, formând vântul solar. Temperatura medie a coroanei este de la 1.000.0000 K la 2.000.0000 K, iar maxima, în unele zone, este de la 8.000.0000 K la 20.000.0000 K. În ciuda unei temperaturi atât de ridicate, este vizibilă pentru gol. ochi numai în timpul unei eclipse totale de soare, deoarece densitatea materiei din coroană este scăzută și, prin urmare, luminozitatea este, de asemenea, scăzută. Forma coroanei se modifică în funcție de faza ciclului de activitate solară: în perioadele de activitate maximă, are o formă rotunjită, iar la minimum, este alungită de-a lungul ecuatorului solar. Deoarece temperatura coroanei este foarte ridicată, aceasta radiază intens în intervalele ultraviolete și cu raze X. Aceste radiații nu trec prin atmosfera pământului, ci sunt studiate cu ajutorul navelor spațiale. Radiația în diferite regiuni ale coroanei are loc neuniform. 7

Există regiuni calde active și liniștite, precum și găuri corona cu o temperatură relativ scăzută de 600.000 K, din care liniile de câmp magnetic ies în spațiu. O astfel de configurație magnetică „deschisă” permite particulelor să părăsească Soarele nestingherite, astfel încât vântul solar este emis în principal din găurile coronale. Spectrul vizibil al coroanei solare este format din trei componente distincte numite componente L, K și F (sau, respectiv, L-corona, K-corona și F-corona; un alt nume pentru componenta L este E. -corona). Componenta K este spectrul continuu al coroanei. Pe fundalul său, până la o înălțime de 9-10’ de marginea vizibilă a Soarelui, este vizibilă componenta L de emisie. Pornind de la o înălțime de aproximativ 3" (diametrul unghiular al Soarelui este de aproximativ 30") și mai mare, spectrul Fraunhofer este vizibil, la fel ca și spectrul fotosferei. El alcătuiește componenta F a coroanei solare. La o înălțime de 20" componenta F domină în spectrul coroanei. O înălțime de 9"-10" este considerată ca limită care separă corona interioară de corona exterioară. Vântul solar curge din partea exterioară a coroanei. coroana solară și este un flux de particule ionizate (în principal protoni, electroni și particule α), care se propagă cu scăderea treptată a densității sale, până la limitele heliosferei.Vântul solar este împărțit în două componente - vântul solar lent și vântul solar rapid.Vântul solar lent are o viteză de aproximativ 400 km/s și o temperatură de 1,4 10 6 - 1,6 106 0K și corespunde îndeaproape ca compoziție coronei Vântul solar rapid are o viteză de aproximativ 750 km/s, temperatura 8 105 0K și este similară ca compoziție cu materia fotosferei Vântul solar lent este de două ori mai dens și mai puțin constant decât cel rapid. Vântul solar lent are o structură mai complexă, cu regiuni de turbulență. În medie, Soarele radiază aproximativ 1,3 1036 particule pe secundă cu vântul. Pierderea de masă de către Soare pentru acest tip de radiație este de 2-3·10-14 masa solară pe an. Aceasta este echivalentă cu pierderea unei mase egale cu cea a Pământului în 150 de milioane de ani. Multe fenomene naturale de pe Pământ sunt asociate cu perturbații datorate vântului solar, inclusiv furtuni geomagnetice și aurore. 2. Spectrul radiației electromagnetice a Soarelui Soarele generează și eliberează în spaţiu cele două fluxuri principale de energie sunt radiația electromagnetică (radiația solară, energia radiantă) și radiația corpusculară (vântul solar). Radiația care emană din regiunea centrală a Soarelui, pe măsură ce se deplasează către sferele exterioare, este reconstruită de la undă scurtă la undă lungă. Dacă radiațiile gamma și razele X sunt prezente în centru, atunci razele ultraviolete predomină în straturile medii ale globului solar, iar pe suprafața radiantă a Soarelui - fotosfera - sunt deja transformate în unde ale domeniului luminii de radiație. . Spectrul de energie radiantă a Soarelui la limita superioară a atmosferei Pământului este o distribuție cu un singur maxim, care este destul de bine descris de modelul spectrului de radiații al unui corp negru la o temperatură de aproximativ 60.000 K. distribuția energiei pe spectru este neuniformă. Întreaga parte a spectrului cu lungime de undă scurtă - raze gamma, raze X și raze ultraviolete - reprezintă doar 7% din energia radiației solare, domeniul optic al spectrului - 48% din energia radiației solare. Tocmai în domeniul optic, maximul de emisie corespunde intervalului albastru-verde al domeniului de emisie de lumină. 45% energie rămasă 8

radiația solară este conținută în principal în domeniul infraroșu și doar o mică parte este reprezentată de emisia radio. Un corp absolut negru este un corp care absoarbe 100% din orice radiație care cade pe el (coeficientul de absorbție este 1, coeficientul de reflexie este 0). Aceasta se referă nu numai la lumina vizibilă, ci și la unde radio, ultraviolete, raze X și așa mai departe. Dacă un corp absolut negru este încălzit, atunci va începe să radieze unde electromagnetice în întreaga gamă de la unde radio la radiații gamma. Mai mult, radiază în întregul spectru al radiațiilor electromagnetice, dar nu uniform. Densitatea spectrală are un vârf. Cu cât încălzirea este mai puternică, cu atât este mai mare deplasarea către frecvențe înalte. Corpurile absolut negre nu există în natură - acesta este un model matematic. Spectrul de radiații al stelelor este cel mai apropiat de spectrul de radiații al unui corp absolut negru. Prin urmare, stelele reci sunt roșii și stelele fierbinți sunt albastre. Radiația de la soare provine din diferite straturi. Intervalul de temperatură este de 5712–58120 K, pentru care intervalul de lungimi de undă este de 0,499–0,5077 μm (granița de albastru și Culoare verde). Valoarea medie este de 57850 K, lungimea de undă este de 0,5012 µm. Distribuția spectrală a radiației corpului negru este descrisă de legea lui Planck: . (1) Această formulă se scrie de obicei ca: . (2) Iată densitatea spectrală a radiației, W cm-2 μm-1; λ este lungimea de undă, µm; h- constanta lui Planck(6,6256±0,0005) 10-34 W s2; T este temperatura absolută, 0K; s este viteza luminii (2,997925 ± 0,000003) 1010 cm s-1; = (3,7415 ± 0,0003) 104 W cm-2 μm4; = (1,43879 ± 0,00019) 104 um 0K; k este constanta Boltzmann (1,38054 ± 0,00018) 10-23 W s 0K-1. Fluxul total de energie radiat de un corp negru este determinat de legea Stefan-Boltzmann (o integrală a ecuației Planck): ∫ (3) unde σ = (5,6697 ± 0,0029) 10-12 W cm-2 0K-4. Astfel, radiația totală a unui corp negru crește proporțional cu a patra putere a temperaturii. Prin diferențierea ecuației Planck, obținem legea deplasării Wien: (4) unde λmax este lungimea de undă la care se observă distribuția maximă a densității spectrale a radiației pe lungimi de undă; a = 2897,8 ± 0,4 μm 0K. 9

Energia radiantă a Soarelui este principala sursă de energie pentru Pământ. Radiația de la stele și Lună este neglijabilă în comparație cu radiația solară și nu aduce o contribuție semnificativă la procesele de pe Pământ. De asemenea, neglijabil de mic este fluxul de energie, care este direcționat către suprafața Pământului din adâncurile planetei. Cantitatea de energie care vine de la Soare către Pământ este determinată de un parametru integral care depinde foarte puțin de timp și se numește constantă solară. Constanta solară S0 este cantitatea de energie solară care vine pe unitatea de timp într-o unitate de suprafață perpendiculară pe razele solare la distanța medie a Pământului de Soare. Conform celor mai recente date, valoarea sa este de 1366±1 W m-2. Distribuția radiațiilor electromagnetice emise de Soare și care ajung la limita superioară a atmosferei Pământului, în funcție de lungimea de undă λ, se numește spectrul Soarelui. Este convenabil să se adauge la definirea spectrului Soarelui cerințele din definirea constantei solare ca energie solară primită pe unitate de timp pe unitate de suprafață, la o anumită frecvență, perpendiculară pe razele, la o distanță medie de de la Pământ la Soare. Această mărime este adesea numită constanta solară spectrală S0(λ). Apoi, pentru constanta solară, introdusă mai devreme, definiția este rafinată prin termenul – constantă solară integrală. Spectrul standard al Soarelui cu o „rezoluție spectrală grosieră” și spectrul unui corp negru la T = 57850 K sunt prezentate în Figura 5. Figura 5 - Spectrul standard al Soarelui cu o rezoluție spectrală grosieră și spectrul unui corp negru, T = 57850 K. UV, VD , IR, Microunde - radiații ultraviolete, vizibile, infraroșii și cu microunde. Dacă luăm în considerare spectrul Soarelui la rezoluție spectrală mare, atunci imaginea nu este atât de netedă, dar are multe linii Fraunhofer datorită absorbției diferitelor elemente din fotosferă și cromosferă. Se poate observa din figură că funcția Planck la T = 57850 K aproximează bine spectrul Soarelui în partea sa din mijloc – intervalul lungimii de undă de la 0,2 μm la 1 cm. Acest lucru se datorează faptului că formarea solară care iese. radiația în diferite regiuni spectrale are loc la diferite altitudini la diferite temperaturi. 10

Partea cu unde scurte a spectrului este cea mai dăunătoare vieții de pe Pământ și include: radiații gamma (raze gamma, raze γ) - un tip de radiație electromagnetică cu o lungime de undă extrem de scurtă - mai mică de 5 10 6 1019 Hz), proprietăți de undă corpusculare pronunțate și slab exprimate. Sursa - procese nucleare și spațiale, dezintegrare radioactivă; radiații cu raze X - undele electromagnetice, a cărui energie fotonică se află la scara undelor electromagnetice dintre radiațiile ultraviolete și gama, care corespund lungimii de undă de la 5·10−3 nm la 10 nm și frecvențe de 3·1016 - 6·1019 Hz. Sursă - procese atomice sub influența particulelor încărcate accelerate; radiația ultravioletă - radiația atomilor sub influența electronilor accelerați. Din cele 7% din radiația solară cu lungime de undă scurtă, cea mai mare parte este radiația ultravioletă, care este puternic absorbită de atmosfera Pământului. Spectrul de absorbție al ozonului are un vârf aproximativ la o lungime de undă de 250 nm, oxigenul are două vârfuri - 110 și 200 nm. Gama de unde scurte de absorbție a ultravioletelor este suprapusă de oxigen, în intervalul mediu - de ozon. La o lungime de undă electromagnetică de 250 nm, ozonul absoarbe aproape toată radiația, la 300 nm - 97%. Partea ultravioletă a spectrului ocupă intervalul dintre marginea violetă a radiațiilor vizibile și razele X. În 1801, fizicianul german Johann Wilhelm Ritter a descoperit că clorura de argint, care se descompune sub acțiunea luminii, se descompune cel mai rapid sub acțiunea radiațiilor invizibile din afara regiunii violete a spectrului. Apoi, mulți oameni de știință, inclusiv Ritter, au ajuns la un acord că lumina constă din trei componente separate: o componentă oxidantă sau termică (infraroșu), o componentă iluminatoare ( lumina vizibila) și o componentă reducătoare (ultravioletă). La acea vreme, radiațiile ultraviolete erau numite și radiații actinice, după capacitatea de a acționa asupra anumitor materiale sensibile la lumină într-un mod prescris. În conformitate cu standardul ISO-DIS-2134, sunt introduse caracteristicile radiației solare ultraviolete, Tabelul 1. Domeniile UV-A, UV-B, UV-C prezentate în tabel sunt introduse de biologi ca fiind cele mai importante în muncă. Tabelul 1 - Caracteristicile radiației solare ultraviolete Cantitatea de energie Nume Abreviere Lungime de undă, nm per foton, eV Aproape de NUV 400 nm - 300 nm 3,10 - 4,13 eV MUV mediu 300 nm - 200 nm 4,13 - 6,20 nm 4,13 - 6,202 eV nm FUV - 6,202 eV - 10,2 eV Extreme EUV, XUV 121 nm - 10 nm 10,2 - 124 eV Ultraviolet A, lungime de undă lungă UVA, UVA 400 nm - 315 nm 3,10 - 3,94 eV interval Ultraviolet B, lungime de undă medie UVB, n4 - 4 - 315 nm Interval eV Ultraviolete C, unde scurte UV-C, UVC 280 nm - 100 nm 4,43 - 12,4 eV interval 11

Gama aproape ultravioletă este adesea denumită „lumină neagră” deoarece nu este recunoscută de ochiul uman, dar atunci când este reflectată de unele materiale, spectrul intră în regiunea radiației vizibile. Termenul de „vid” (VUV) este adesea folosit pentru intervalul îndepărtat și extrem, datorită faptului că undele din acest interval sunt puternic absorbite de atmosfera Pământului. Cea mai mare parte a radiațiilor UV-A nu este absorbită de oxigenul atmosferic și de ozon și ajunge la suprafața Pământului. Radiația ultravioletă UV-B este absorbită de ozon și cât de mult ajunge la suprafață depinde de cantitatea de ozon din atmosfera Pământului. Radiația ultravioletă UV-C este absorbită de ozon și oxigen atmosferic, iar o foarte mică parte din această radiație ajunge la suprafața Pământului. Ultravioletele pot fi foarte dăunătoare sănătății umane, așa că în 1994 Organizația Meteorologică Mondială, împreună cu Organizația Mondială a Sănătății, au propus introducerea unui indice ultraviolet solar - indice UV, W/m2. Partea vizibilă a spectrului (lumina vizibilă sau pur și simplu lumină) percepută de ochiul uman ocupă intervalul de lungimi de undă de la 380 nm (violet) la 780 nm (roșu), sau intervalul de frecvență de la 400 la 790 teraherți (1 THz = 1012). Hz). Ochiul uman are cea mai mare sensibilitate la lumină în regiunea de 555 nm (540 THz) - partea verde a spectrului. Deși fenomenul curcubeului a fost explicat prin refracția luminii solare în picături de ploaie încă din 1267 de către Roger Bacon, doar Newton a fost capabil să analizeze lumina. După ce a refractat un fascicul de lumină printr-o prismă, a numărat mai întâi cinci culori: roșu, galben, verde, albastru, violet. Apoi a adăugat încă două culori și a devenit tatăl curcubeului cu șapte culori. Trebuie remarcat faptul că întrebarea „culorilor curcubeului” nu este din sfera fizicii și biologiei. Ele ar trebui să fie tratate de lingviști și filologi. Există șapte culori în curcubeul popoarelor slave doar pentru că există un nume separat pentru culoarea albastru (comparativ cu britanicii) și verde (comparativ cu japonezii). Din punctul de vedere al biologiei moderne, fiziologic, o persoană vede trei culori într-un curcubeu: roșu, verde, albastru. Prin urmare, întrebarea practic nu are sens și intervalele culoare vizibilă poate fi marcat cu orice culoare convenabilă. Primele explicații ale spectrului radiațiilor vizibile au fost date de Isaac Newton în Optică și de Johann Goethe în Teoria culorilor. Newton a descoperit dispersia luminii în prisme și a fost primul care a folosit cuvântul spectru [din lat. spectru - viziune, aspect] tipărit în 1671. El a făcut observația că atunci când un fascicul de lumină lovește suprafața unei prisme de sticlă la un unghi față de suprafață, o parte din lumină este reflectată și o parte trece prin sticlă, formând benzi de diferite culori. Figura 6 - Cercul de culori al lui Newton din Optics (1704), care arată relația dintre culori și notele muzicale. Culorile spectrului de la „roșu” la „violet” sunt separate prin note, începând cu nota „re” (D). Cercul formează o octavă întreagă. 12

Când un fascicul alb este descompus într-o prismă, se formează un spectru în care radiația de lungimi de undă diferite este refractată în unghiuri diferite. Culorile incluse în spectru, adică acele culori care pot fi obținute prin unde luminoase de o lungime de undă (sau o gamă foarte îngustă), se numesc culori spectrale. Principalele culori spectrale ale luminii vizibile au propriile nume, iar caracteristicile lor sunt prezentate în tabel. Tabelul 2 - Caracteristicile luminii vizibile Gama Gama de lungimi Gama Energia undelor de culoare, frecvențe nm, fotoni THz, eV Violet 380 - 440 790 - 680 2,82 - 3,26 Albastru 440 - 485 680 - 620 2,56 - 5 - 485 680 - 620 2,56 - 5 485 206 - 20 680 2,56 - 2,56 albastru. 2,48 - 2,56 Verde 500 - 565 600 - 530 2,19 - 2,48 Galben 565 - 590 530 - 510 2,10 - 2,19 Portocaliu 590 - 625 510 - 480 1, 98 - 480 1, 98 - 4 6 0 4 6 0 4 6 0 4 0 Radiații vizibile intră în „fereastra optică” și practic nu este absorbită de atmosfera terestră. Aerul curat împrăștie lumina albastră puțin mai mult decât lungimile de undă mai lungi (spre capătul roșu al spectrului), astfel încât cerul de amiază arată albastru. Partea infraroșie a spectrului electromagnetic ocupă intervalul dintre capătul roșu al spectrului vizibil cu o lungime de undă de 0,74 µm și începutul radiației cu microunde cu o lungime de undă de 1 mm. În ultima vreme marginea undei lungi a acestei părți a spectrului este separată într-o gamă separată, independentă de unde electromagnetice - radiație terahertz cu o lungime de undă de 3-0,03 mm (1011-1013 Hz) sau radiație submilimetrică cu o lungime de undă de 1-0,1 mm. Radiația infraroșie este numită și radiație „termică”, deoarece radiația infraroșie de la obiectele încălzite este percepută de pielea umană ca o senzație de căldură. În acest caz, lungimile de undă emise de corpuri depind de temperatura de încălzire: cu cât temperatura este mai mare, cu atât lungimea de undă este mai mică și intensitatea radiației este mai mare. Radiația infraroșie a fost descoperită în 1800 de astronomul englez William Herschel, care a descoperit că în spectrul Soarelui obținut cu o prismă dincolo de limita culorii roșii (în partea invizibilă a spectrului), temperatura termometrului crește. În secolul al XIX-lea s-a dovedit că Radiatii infrarosii respectă legile opticii și are aceeași natură ca lumina vizibilă. Acum, întreaga gamă de radiații infraroșii este împărțită în trei sub-domeni: unde scurte 0,74 - 2,5 microni; undă medie 2,5 - 50 microni; undă lungă 50 - 2000 microni. În subgama cu lungimi de undă scurte, radiația infraroșie este împrăștiată aproape în același mod ca și în domeniul vizibil, iar sursa principală a acestei radiații este Soarele. În subgama mijlocie, cea mai mare parte a radiației este absorbită de componentele atmosferei 13

(vapori de apă, dioxid de carbon). În subzona îndepărtată, mai puțină energie este disipată în atmosferă, iar principala sursă de radiație este suprafața Pământului. Tabel 3 - Caracteristicile radiației infraroșii Culoare Gama de lungimi de undă Gama de frecvență Undă scurtă IR-A 740 nm - 2,5 µm 400 THz - 120 THz Undă medie IR-B 2,5 µm - 50 µm 120 THz - 6 THz - Undă lungă 2 mm 6 THz - 150 GHz Domeniile considerate ale radiațiilor electromagnetice ale Soarelui sunt de o importanță decisivă pentru viața pe pământ. Radiația ultravioletă UV-C mai mică de 280 nm este fatală pentru plante. Când sunt expuse la acesta, după 10-15 minute, proteinele din plante își pierd structura și opresc activitatea celulei. În exterior, acest lucru se manifestă prin îngălbenirea și rumenirea frunzelor, răsucirea tulpinilor și moartea punctelor de creștere. Dar partea solară a ultravioletului dur nu ajunge la suprafața pământului, fiind întârziată de stratul de ozon. Radiația UV a ZF-A peste 315 nm este necesară pentru metabolismul și creșterea plantelor. Întârzie alungirea tulpinilor, crește conținutul de vitamina C. Radiațiile ultraviolete ZF-B (280 - 315 nm) acționează ca temperaturi scăzute, favorizează procesul de întărire al plantelor și crește rezistența acestora la frig. Razele ultraviolete practic nu afectează clorofila. Razele violete și albastre inhibă creșterea tulpinilor, a pețiolelor frunzelor și a lamelor, formează plante compacte și frunze mai groase, permițând o mai bună absorbție și utilizarea luminii în general. Aceste raze stimulează formarea proteinelor, organosinteza plantelor, trecerea la înflorire a plantelor de zi scurtă și încetinește dezvoltarea plantelor de zi lungă. Părțile albastre și violete ale spectrului de lumină sunt aproape complet absorbite de clorofilă, ceea ce creează condiții pentru intensitatea maximă a fotosintezei. Razele verzi trec practic prin lamele frunzelor fără a fi absorbite de ele. Sub acțiunea lor, acestea din urmă devin foarte subțiri, iar organele axiale ale plantelor sunt alungite. Nivelul de fotosinteză este cel mai scăzut. Razele roșii combinate cu portocaliu reprezintă principala formă de energie pentru fotosinteză. Cea mai importantă este regiunea de 625-680 nm, care promovează creșterea intensivă a frunzelor și a organelor axiale ale plantelor. Această lumină este foarte complet absorbită de clorofilă și crește formarea de carbohidrați în timpul fotosintezei. Zonele de lumină roșie și portocalie au crucial pentru toate procesele fiziologice din plante. Oamenii de știință au stabilit capacitatea razelor roșii (600-690 nm) de intensitate scăzută (nu mai mare de 620 de lux) de a influența activ procesele fiziologice la plantele care sunt sensibile la lumină la întuneric și invers (fotoperiodice). Razele infraroșii afectează plantele în moduri diferite. La lumina infraroșie de până la 1100 nm reacționează slab, de exemplu, roșiile și castraveții destul de puternic. Această gamă de lumină acționează asupra întinderii genului hipocotil, a tulpinilor și a lăstarilor. Radiațiile apropiate la temperaturi scăzute pot fi parțial absorbite de clorofilă și nu supraîncălzi frunza, ceea ce va fi util pentru fotosinteză. 14

Figura 7 - Influența lungimii de undă asupra dezvoltării plantelor Unde radio (microunde). Soarele emite nu numai energie de la radiația gamma la radiația infraroșie, ci și unde radio, care sunt transmise de atmosfera Pământului în intervalul de lungimi de la câțiva milimetri la zeci de metri. În ciuda mai multor încercări timpurii de a înregistra unde radio de la Soare, acestea au fost descoperite abia în februarie 1942 ca sursă de interferență pe ecranele radarului britanic în timpul celui de-al Doilea Război Mondial. După finalizarea sa în 1945, a început dezvoltarea rapidă a radioastronomiei, inclusiv a astronomiei solare. Dacă emisia radio a Soarelui în 1942 a fost asociată cu activitatea și influența sa asupra radarului, atunci în 1963 activitatea solară era deja măsurată de parametrul „Index F10.7”, care este determinat de mărimea fluxului de emisie radio la un undă de 10,7 cm (frecvență 2800 MHz). Acest indice se corelează bine cu „Numărul lupului” – numit după astronomul elvețian Rudolf Wolf, un indicator numeric al numărului de puncte de pe Soare. Este unul dintre cei mai comuni indicatori ai activității solare. Undele radio sunt emise de gaze fierbinți, puternic ionizate, din atmosfera exterioară a Soarelui. Aceste gaze rarefiate, care sunt practic transparente la lumina vizibilă, se dovedesc a fi opace la emisia radio cu anumite lungimi de undă. Opacitatea crește odată cu creșterea concentrației de electroni liberi și scăderea temperaturii, precum și cu creșterea lungimii de undă. Cromosfera, care are o concentrație destul de mare de electroni și o temperatură de 5000-100000 K, este opacă pentru undele decimetrice și metrice, așa că doar undele centimetrice pot părăsi și ajunge pe Pământ. Undele de metri pot proveni doar din coroana solară mai rarefiată și fierbinte situată deasupra, cu o temperatură de aproximativ 1000 000 - 2000 0000 K. Deoarece undele de lungimi diferite provin din straturi diferite ale atmosferei solare, acest lucru face posibilă studierea proprietăților cromosfera si coroana prin emisia lor radio . În domeniul radio, dimensiunea discului solar depinde de lungimea de undă la care se face observația. La lungimi de undă metrice, raza Soarelui este mai mare decât la lungimi de undă de centimetri și în ambele cazuri este mai mare decât raza discului vizibil. Emisia radio de la Soare include componente termice și non-termice. Emisia radio termică, cauzată de ciocnirile electronilor și ionilor care se mișcă cu viteze termice, determină limita inferioară a intensității emisiei radio a Soarelui „calm”. Intensitatea emisiei radio este de obicei caracterizată de valoarea temperaturii de luminozitate Tb. 15

Figura 8 - Dependența intensității principalelor componente ale emisiei radio solare (temperatura de luminozitate a acestora) de frecvența (lungimea de undă) Temperatura luminozității este o valoare fotometrică care caracterizează intensitatea radiației. Adesea folosit în radioastronomie. Prin definiție, temperatura de luminozitate este temperatura pe care ar avea-o un corp negru dacă ar avea aceeași intensitate într-un interval de frecvență dat. Trebuie remarcat faptul că temperatura de luminozitate nu este temperatură în sensul obișnuit. Caracterizează radiația și, în funcție de mecanismul de radiație, poate diferi semnificativ de temperatura fizică a corpului emițător. De exemplu, în pulsari ajunge la 1026 0K. În cazul radiațiilor de la un Soare „calm” la unde centimetrice, Tb ~ 104 0K, iar la lungimi de undă metrice Tb ~ 106 0K. În mod firesc, pentru radiația termică, valoarea lui Tb coincide cu temperatura cinetică a stratului din care iese radiația, dacă acest strat este opac pentru această radiație. Conceptul nivelului de emisie radio de la un Soare „calm” este o idealizare, dar în realitate Soarele nu este niciodată complet calm: procesele turbulente din atmosfera solară duc la apariția unor regiuni locale, a căror emisie radio mărește foarte mult intensitatea observată în comparație cu nivelul „calm” Soare. Formarea de centre de activitate (flare și pete) pe suprafața Soarelui este însoțită de apariția unor condensări coronare deasupra acestora, dense și fierbinți, parcă ar acoperi regiunea activă. Direct deasupra petelor, corona fierbinte coboară, parcă, la altitudini de 2–3 mii km, unde intensitatea câmpului magnetic este de aproximativ 1000 Oe. radiație). O astfel de radiație provoacă apariția unor pete radio luminoase deasupra regiunilor active, care apar și dispar aproximativ în același timp cu petele vizibile. Deoarece petele se schimbă lent (zile și săptămâni), emisia radio din condensările coronare se schimbă la fel de lent. Prin urmare, se numește componenta care variază lent. Această componentă se manifestă în principal în intervalul de lungimi de undă de la 2 la 50 cm.Practic, este și termică, deoarece electronii radianți au o distribuție termică a vitezelor. Cu toate acestea, la un anumit stadiu de dezvoltare a 16 active

Regiunile din spațiul dintre petele solare conțin surse care aparent au o natură netermică. Uneori, în zona condensărilor, se observă amplificări bruște ale emisiei radio la aceleași lungimi de undă - rafale de centimetri. Durata lor variază de la câteva minute la zeci de minute sau chiar ore. Astfel de explozii radio sunt asociate cu încălzirea rapidă a plasmei și accelerarea particulelor în regiunea erupției solare. O creștere a temperaturii și a densității gazului în condensare poate fi motivul generării exploziilor centimetrice cu Tb de 107–108 K. exploziile mai intense la lungimi de undă centimetrice se datorează aparent radiației ciclotronului sau plasmei electronilor subrelativisti cu energii de la zeci până la sute de keV în bucle magnetice de flare. Chiar și mai sus peste condensările coronale, se observă și emisii radio îmbunătățite, dar deja la lungimi de undă metrice de aproximativ 1,5 metri - așa-numitele furtuni de zgomot; pot fi observate ore si chiar zile. Există multe rafale cu o durată de aproximativ 1 secundă (rafale radio de tip I) în intervale de frecvență înguste. Această emisie radio este asociată cu turbulența plasmei, care este excitată în coroana deasupra regiunilor active în curs de dezvoltare care conțin pete mari. Ejecțiile de electroni rapizi și alte particule încărcate din regiunea unei erupții cromosferice provoacă o serie de efecte în emisia radio a Soarelui activ. Cele mai frecvente dintre ele sunt rafale radio de tip III. Trăsătura lor caracteristică este că frecvența emisiei radio se modifică în timp, iar în fiecare moment de timp apare deodată la două frecvențe (armonici), legate ca 2:1. Explozia începe la o frecvență de aproximativ 500 MHz (λ ~ 60 cm), iar apoi frecvența ambelor armonice scade rapid, cu aproximativ 20 MHz pe secundă. Întreaga explozie durează aproximativ 10 secunde. Exploziile radio de tip III sunt create de un flux de particule ejectate de o erupție și care se deplasează prin coroană. Fluxul excită oscilații de plasmă (unde de plasmă) la o frecvență care este determinată de densitatea electronilor în punctul din coroană în care se află curentul. Și deoarece densitatea electronilor scade odată cu distanța de la suprafața Soarelui, mișcarea fluxului este însoțită de o scădere treptată a frecvenței undelor de plasmă. O parte din energia acestor unde poate fi convertită în unde electromagnetice cu aceeași frecvență sau de două ori, care sunt înregistrate pe Pământ sub formă de rafale radio de tip III cu două armonice. După cum au arătat observațiile navelor spațiale, fluxurile de electroni care se propagă în spațiul interplanetar generează rafale radio de tip III la frecvențe de până la 30 kHz. În urma rafale radio de tip III, emisia radio se observă în 10% din cazuri într-o gamă largă de frecvențe cu o intensitate maximă la o frecvență de ~ 100 MHz (λ ~ 3 m). Această radiație se numește explozii radio de tip V, exploziile durează aproximativ 1-3 minute. Aparent, acestea se datorează și generării undelor de plasmă. În timpul erupțiilor foarte puternice pe Soare, apar rafale radio de tip II, de asemenea, cu o frecvență diferită. Durata lor este de aproximativ 5-30 de minute, iar intervalul de frecvență este de 200-30 MHz. Explozia este generată de o undă de șoc care se mișcă cu o viteză v ~ 108 cm/s, care apare ca urmare a expansiunii gazului în timpul unei erupții puternice. Undele de plasmă se formează în fața acestei unde. Apoi, ele, la fel ca în cazul exploziilor radio de tip III, se transformă parțial în unde electromagnetice. Asemănarea rafalelor radio de tipurile II și III este evidențiată și de faptul că exploziile sunt caracterizate prin emisie la două armonice. Când se propagă în spațiul interplanetar, unda de șoc erupție continuă să genereze o explozie radio de tip II la lungimi de undă hectometrice și kilometrice. Când o undă de șoc puternică ajunge în partea superioară a coroanei, apare o emisie radio continuă într-o gamă largă de frecvențe - emisie radio de tip IV. Este similar cu rafale radio de tip V, dar diferă de acestea din urmă printr-o durată mai lungă (uneori până la câteva ore). Emisia radio de tip IV este generată de electroni subrelativisti în norii dens de plasmă cu propriul câmp magnetic, care sunt efectuate 17

în straturile superioare ale coroanei. Sursele de emisie radio de tip IV se ridică de obicei în coroană cu o viteză de câteva sute de km/s și pot fi urmărite până la înălțimi de 5 raze solare deasupra fotosferei. Ecranele, care sunt asociate cu rafale intense de centimetri și emisii radio de tip II și IV la lungimi de undă metrice, sunt adesea însoțite de efecte geofizice: o creștere a intensității fluxurilor de protoni în spațiul cosmic apropiat de Pământ, încetarea comunicațiilor radio cu unde scurte. prin regiunile polare, și furtuni geomagnetice etc. Emisia radio într-o gamă largă de frecvențe poate fi utilizată pentru predicția pe termen scurt a acestor efecte. Aproape toate aceste tipuri de explozii au diferite structuri fine. Tipurile de explozii enumerate nu limitează emisia radio a Soarelui, cu toate acestea, componentele descrise mai sus sunt principalele. În conformitate cu reglementările Uniunii Internaționale de Telecomunicații (ITU), undele radio sunt împărțite în intervale de la 0,3·10N Hz la 3·10N Hz, unde N este numărul intervalului. GOST rus 24375-80 repetă aproape complet această clasificare. Trebuie remarcat faptul că această clasificare nu este utilizată pe scară largă. Emisia radio a Soarelui corespunde benzilor 8-11, care sunt utilizate pe scară largă în practica televiziunii și radiodifuziunii, comunicațiilor radio, navigației, comunicațiilor personale, locației etc. Trebuie remarcat faptul că această clasificare nu este utilizată pe scară largă. Tabelul 4 - Clasificarea undelor radio conform reglementărilor ITU și GOST 24375-80 Gama N - Gama Gama Nume Gama Denumirea numelui lungimilor de undă ale energiei frecvențelor frecvențelor undelor fotonice ITU 1 - ELF 10 - 100 Mm Decamegametru 3 - 30 Hz Extrem de scăzut (ELF) 12,4 - 124 fev 2 - SLF 1 - 10 Mm Megametru 30 - 300 Hz Ultra scăzut (ELF) 124 fev - 1,24 pV 3 - ULF 100 - 1000 km Hectokilometru 300 - INF 3004 - 1tra joasă () 12,4 peV 4 – VLF 10 - 100 km Miriametru 3 - 30 kHz Foarte scăzut (VLF) 12,4 - 124 peF 5 - LF 1 - 10 km Kilometru 30 - 300 kHz Scăzut (LF) 124 peF - 1,24 neF 1000 - 100 kHz m Hectometru 300 - 3000 kHz Mediu (MF) 1,24 - 12,4 neF 7 - HF 10 - 100 m Decametru 3 - 30 MHz Înalt (HF) 12,4 - 124 neF Foarte înalt 8 - VHF 1 - 10 m Meter 30 -1 230 MHz - 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 Centimetru 3 - 30 GHz Ultra High (UHF) 12,4 microns - 12,4 microns eF Extrem de înaltă 124 μeF - 11 - EHF 1 - 10 mm Milimetru 30 - 300 GHz (EHF) 1,24 meF 300 - 3000 12 - THF 0,1 - 1 mm Decimum Hyper-high 1,24 - 12,4 GHz, care a fost utilizat pe scară largă în clasificarea mondială de către IEEE. Institutul de Ingineri Electrici și Electronici - IEEE Institute of Electrical and Electronics Engineers] este o asociație internațională non-profit de profesioniști în inginerie. IEEE a apărut în 1963 ca urmare a fuziunii Institutului de Inginerie Radio [din engleză. Institutul de Ingineri Radio, IRE], înființat în 1912 și Institutul American de Inginerie Radio 18

ingineri electrici [din engleză. Institutul American de Ingineri Electrici, AIEE], înființat în 1884. Scopul principal al IEEE este informarea și sprijinirea materială a specialiștilor în organizarea și desfășurarea activităților științifice în electrotehnică, electronică, tehnologie informatică și informatică, aplicarea rezultatelor acestora în beneficiul societății, precum și creșterea profesională a membrilor IEEE, diseminarea informații despre cele mai recente cercetări și dezvoltare în electronică radio și inginerie electrică. Tabelul 5 - Clasificarea undelor radio conform IEEE Gama Gama Gama Etimologia frecvențelor lungimii de undă HF Ing. Frecvență înaltă 3-30MHz 10-100M P engleză Anterior Mai puțin de 300 MHz Mai mult de 1 m VHF Eng. Frecventa foarte mare 50-330MHz 0.9-6m UHF Ing. Frecventa ultra inalta 300-1000MHz 0.3-1m L engleza Lung 1-2GHz 15-30cm S Eng. Scurtă 2-4 GHz 7,5-15 cm C engleză Compromis 4-8GHz 3,75-7,5cm X 8-12GHz 2,5-3,75cm KU Engleză Unter K 12-18 GHz 1,67-2,5 cm K germană Kurz - scurt 18-27 GHz 1,11-1,67 cm KA Ing. Abode K 27-40 GHz 0,75-1,11 cm mm 40-300 GHz 0,1-7,5 cm V 40-75 GHz 0,4-7,5 mm W 75-110 GHz 0,27-0,4 mm La prima vedere, clasificarea IEEE a undelor radio este nu la fel de sistematic ca clasificarea ITU, dar este mai convenabil în domeniul microundelor și a venit din practică. De exemplu, banda X este intervalul de frecvență al lungimilor de undă centimetrice utilizat pentru comunicațiile radio terestre și prin satelit. Conform definiției IEEE, acesta se extinde de la 8 la 12 GHz (de la 3,75 la 2,5 cm), deși în comunicațiile prin satelit este „deplasat” spre banda C și se află aproximativ între 7 și 10,7 GHz. În timpul celui de-al doilea război mondial, banda X a fost clasificată și, prin urmare, a primit numele de bandă X. 19

3. Insolație solară la limita superioară a atmosferei Pământului condiţiile fizice pe planetele sistemului solar, este cantitatea de energie primită de la Soare, care se caracterizează prin constanta solară S0. Pentru planeta Pământ, modificarea valorii constantei solare în ultimii 35 de ani este prezentată în figură. Figura 9 - Modificarea valorii constantei solare în ultimii 35 de ani. Din figură rezultă că valoarea constantei solare pentru Pământ este în intervalul 1367±0,13 W/m² și are o perioadă de schimbare de aproximativ 11 ani. Media lunară este afișată cu roșu, media anuală este afișată cu negru. Constanta solară este determinată pentru orice planetă a sistemului solar și este o caracteristică a cantității de energie solară care vine pe unitatea de timp către o unitate de suprafață perpendiculară pe razele soarelui la distanța medie a planetei de Soare. Izolația este fluxul de radiație solară incidentă pe o singură zonă orizontală într-o anumită perioadă de timp (): ∫ () (4) Izolația la limita superioară a atmosferei Pământului determină cantitatea de energie care vine de la Soare la diferite latitudini și în diferite perioade ale anului. Fluxul de energie solară la limita superioară a atmosferei este determinat de formulă Dacă luăm în considerare că distanța dintre Pământ și Soare se modifică atunci când Pământul se mișcă pe orbită, atunci putem scrie (6) unde r0 și r sunt distanțele medii și instantanee ale Pământului față de Soare. 20

Modificarea relativă a fluxului solar la limita superioară a atmosferei Pământului (()) pentru diferite luni ale anului este prezentată în tabel. Tabel 6 - Modificări relative ale fluxului solar pe luni Numărul lunii 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 în anul d, % 3,4 2,8 1,8 0,2 -1,5 -2,8 -3 ,5 -3,1 -1,7 -0,3 1,6 1,8 It Din tabel rezultă că Pământul primește mai multă energie de la Soare iarna decât vara. Pământul este mai aproape de Soare iarna decât vara și, prin urmare, primește cu aproape 7% mai multă energie. Energia solară totală care vine pe zi într-un singur loc poate fi determinată pe baza expresiei [ ()], (7) unde H este jumătate din orele de lumină, adică. de la răsărit și apus până la amiază; ω este viteza unghiulară de rotație a Pământului; φ - latitudine geografică; δ este declinația solară. Rezultatele calculelor energiei solare totale care vine pe zi într-o singură zonă la limita superioară a atmosferei, în funcție de latitudine și ziua anului, sunt prezentate în figură. Figura 10 - Sumele zilnice ale energiei solare care ajung într-un singur loc la limita superioară a atmosferei, în funcție de latitudine și sezon (Ku-Nan Liou, Fundamentals of radiation processes in theatmosfera. L .: Gidrometeoizdat, 1984. - 376 p. .) . 21

Deoarece Soarele este cel mai aproape de Pământ în ianuarie (iarna în emisfera nordică), distribuția cantităților zilnice de energie solară nu este destul de uniformă. Insolația maximă are loc vara la poli, care este asociată cu durata orelor de lumină (24 de ore). Numărul minim este zero la poli în timpul nopților polare. ⃰ ⃰ ⃰ Soarele este corpul central al Sistemului Solar, conține mai mult de 99,86% din întreaga sa masă și este îndepărtat de Pământ la o distanță medie de 149.597.870 km. După standardele pământești, luminozitatea Soarelui este colosală și ajunge la 3,85 1023 kW. Chiar și o mică parte din energia care iradiază globul (și aceasta este aproximativ o zece miliarde) este de zeci de mii de ori mai puternică decât o pot genera toate centralele electrice din lume. Energia razelor solare care cad pe o suprafață de 1 m2 perpendiculară pe Pământ ar putea face ca un motor de 1,4 kW să funcționeze, iar 1 m2 din atmosfera Soarelui radiază energie cu o putere de 60 mW. Spectrul radiației electromagnetice a Soarelui este apropiat de spectrul radiației unui corp absolut negru cu o temperatură de aproximativ 60.000 K. Cantitățile zilnice de energie solară care sosesc într-o singură zonă de la limita superioară a atmosferei depind de latitudine și anotimp. Insolația maximă la limita superioară a atmosferei are loc vara la poli, care este asociată cu durata orelor de lumină (24 de ore), insolația minimă are loc la ambii poli în timpul nopților polare. Pentru a rezolva problemele de detectare la distanță a Pământului din spațiu, cele mai importante sunt radiațiile electromagnetice solare reflectate de obiectele terestre în părțile ultraviolete, vizibile și infraroșu ale spectrului. Cea mai mare parte a radiațiilor UV-A nu este absorbită de oxigenul atmosferic și de ozon și ajunge la suprafața Pământului. Radiația ultravioletă UV-B este absorbită de ozon și cât de mult ajunge la suprafață depinde de cantitatea de ozon din atmosfera Pământului. Radiația ultravioletă UV-C este absorbită de ozon și oxigen atmosferic, iar o foarte mică parte din această radiație ajunge la suprafața Pământului. Radiația vizibilă pătrunde în „ferestrele optice” și practic nu este absorbită de atmosfera terestră. Aerul curat împrăștie lumina albastră puțin mai mult decât lumina cu lungimi de undă mai lungi, astfel încât cerul la amiază pare albastru. Radiația infraroșie este numită și radiație „termică”, deoarece radiația infraroșie de la obiectele încălzite este percepută de pielea umană ca o senzație de căldură. În subgama cu lungimi de undă scurte, radiația infraroșie este împrăștiată aproape în același mod ca și în domeniul vizibil, iar sursa principală a acestei radiații este Soarele. În subgama mijlocie, cea mai mare parte a radiației este absorbită de componentele atmosferei (vapori de apă, dioxid de carbon). În subzona îndepărtată, mai puțină energie este disipată în atmosferă, iar principala sursă de radiație este suprafața Pământului. Pe lângă cunoașterea caracteristicilor spectrale ale radiației electromagnetice solare care sosesc la limita superioară a atmosferei Pământului, dezvoltatorii de sisteme de teledetecție spațială și utilizatorii informațiilor spațiale trebuie să cunoască dependența de timp a energiei de intrare a radiației electromagnetice solare și latitudinea geografică a obiectului monitorizat. 22

Lumina strălucitoare ne arde cu raze fierbinți și ne face să ne gândim la semnificația radiațiilor în viața noastră, la beneficiile și daunele acesteia. Ce este radiația solară? Lecția de fizică școlară ne invită să ne familiarizăm cu conceptul de radiație electromagnetică în general. Acest termen se referă la o altă formă de materie - diferită de materie. Aceasta include atât lumina vizibilă, cât și spectrul care nu este perceput de ochi. Adică, raze X, raze gamma, ultraviolete și infraroșii.

Undele electromagnetice

În prezența unei surse-emițător de radiație, undele sale electromagnetice se propagă în toate direcțiile cu viteza luminii. Aceste valuri, ca oricare altele, au anumite caracteristici. Acestea includ frecvența de oscilație și lungimea de undă. Orice corp a cărui temperatură diferă de zero absolut are proprietatea de a emite radiații.

Soarele este principala și cea mai puternică sursă de radiații din apropierea planetei noastre. La rândul său, Pământul (atmosfera și suprafața sa) însuși emite radiații, dar într-un interval diferit. Observarea condițiilor de temperatură de pe planetă pe perioade lungi de timp a dat naștere unei ipoteze cu privire la echilibrul cantității de căldură primită de la Soare și eliberată în spațiul cosmic.

Radiația solară: compoziția spectrală

Marea majoritate (aproximativ 99%) a energiei solare din spectru se află în intervalul de lungimi de undă de la 0,1 la 4 microni. Restul de 1% sunt raze mai lungi și mai scurte, inclusiv unde radio și raze X. Aproximativ jumătate din energia radiantă a soarelui cade pe spectrul pe care îl percepem cu ochii noștri, aproximativ 44% - în radiații infraroșii, 9% - în ultraviolete. Cum știm cum este împărțită radiația solară? Calculul distribuției sale este posibil datorită cercetărilor din sateliții spațiali.

Există substanțe care pot intra într-o stare specială și pot emite radiații suplimentare dintr-un interval diferit de undă. De exemplu, există o strălucire la temperaturi scăzute care nu sunt caracteristice emisiei de lumină de către o anumită substanță. Acest tip de radiație, numită luminiscentă, nu se pretează principiilor obișnuite ale radiației termice.

Fenomenul de luminescență are loc după absorbția unei anumite cantități de energie de către substanță și trecerea la o altă stare (așa-numita stare excitată), care este mai mare ca energie decât la temperatura proprie a substanței. Luminescența apare în timpul tranziției inverse - de la o stare excitată la una familiară. În natură, îl putem observa sub formă de străluciri ale cerului nocturn și aurore.

Luminarea noastră

Energia razelor solare este aproape singura sursă de căldură pentru planeta noastră. Radiația proprie, care vine din adâncime la suprafață, are o intensitate de aproximativ 5 mii de ori mai mică. În același timp, lumina vizibilă - unul dintre cei mai importanți factori ai vieții de pe planetă - este doar o parte a radiației solare.

Energia razelor solare este transformată în căldură de o parte mai mică - în atmosferă, una mai mare - de pe suprafața Pământului. Acolo se cheltuiește pentru încălzirea apei și a solului (straturile superioare), care apoi degajă căldură aerului. Fiind încălzite, atmosfera și suprafața pământului, la rândul lor, emit raze infraroșii în spațiu, în timp ce se răcesc.

Radiația solară: definiție

Radiația care vine la suprafața planetei noastre direct de pe discul solar este denumită în mod obișnuit radiație solară directă. Soarele o răspândește în toate direcțiile. Ținând cont de distanța uriașă de la Pământ la Soare, radiația solară directă în orice punct de pe suprafața pământului poate fi reprezentată ca un fascicul de raze paralele, a cărui sursă este practic la infinit. Zona situată perpendicular pe razele soarelui primește astfel cea mai mare cantitate din aceasta.

Densitatea fluxului de radiație (sau iradierea) este o măsură a cantității de radiație incidentă pe o anumită suprafață. Aceasta este cantitatea de energie radiantă care cade pe unitatea de timp pe unitatea de suprafață. Această valoare este măsurată - energie de iluminare - în W / m 2. Pământul nostru, după cum știe toată lumea, se învârte în jurul Soarelui pe o orbită elipsoidală. Soarele se află la unul dintre focarele acestei elipse. Prin urmare, în fiecare an la un anumit moment (la începutul lunii ianuarie) Pământul ocupă o poziție cea mai apropiată de Soare și la alta (la începutul lunii iulie) - cea mai îndepărtată de acesta. În acest caz, mărimea iluminării energiei variază în proporție inversă față de pătratul distanței până la luminator.

Unde se duce radiația solară care ajunge pe Pământ? Tipurile sale sunt determinate de mulți factori. În funcție de latitudinea geografică, umiditate, înnorare, o parte din ea este disipată în atmosferă, o parte este absorbită, dar majoritatea ajunge totuși la suprafața planetei. În acest caz, o cantitate mică este reflectată, iar cea principală este absorbită de suprafața pământului, sub influența căreia este încălzită. Radiația solară împrăștiată cade și ea parțial pe suprafața pământului, este parțial absorbită de aceasta și parțial reflectată. Restul merge în spațiul cosmic.

Cum este distribuția

Este radiația solară omogenă? Tipurile sale după toate „pierderile” din atmosferă pot diferi în compoziția lor spectrală. La urma urmei, razele cu lungimi diferite sunt împrăștiate și absorbite diferit. În medie, aproximativ 23% din cantitatea sa inițială este absorbită de atmosferă. Aproximativ 26% din fluxul total este transformat în radiație difuză, din care 2/3 cad apoi pe Pământ. În esență, acesta este un alt tip de radiație, diferit de originalul. Radiația împrăștiată este trimisă pe Pământ nu de discul Soarelui, ci de bolta cerului. Are o compoziție spectrală diferită.

Absoarbe radiațiile în principal ozonul - spectrul vizibil și razele ultraviolete. Radiația infraroșie este absorbită de dioxidul de carbon (dioxid de carbon), care, apropo, este foarte mic în atmosferă.

Imprăștirea radiației, slăbirea acesteia, are loc pentru orice lungime de undă a spectrului. În acest proces, particulele sale, aflate sub influența electromagnetică, redistribuie energia undei incidente în toate direcțiile. Adică, particulele servesc ca surse punctuale de energie.

Lumina zilei

Din cauza împrăștierii, lumina care vine de la soare își schimbă culoarea atunci când trece prin straturile atmosferei. Valoarea practică a împrăștierii este în crearea luminii zilei. Dacă Pământul ar fi lipsit de atmosferă, iluminarea ar exista doar în locurile în care razele directe sau reflectate ale soarelui lovesc suprafața. Adică, atmosfera este sursa de iluminare în timpul zilei. Datorită acesteia, este lumină atât în ​​locuri inaccesibile razelor directe, cât și atunci când soarele este ascuns în spatele norilor. Este împrăștierea care dă culoare aerului - vedem cerul albastru.

Ce altceva influențează radiația solară? Nici factorul de turbiditate nu trebuie redus. La urma urmei, slăbirea radiațiilor are loc în două moduri - atmosfera însăși și vaporii de apă, precum și diverse impurități. Nivelul de praf crește vara (la fel și conținutul de vapori de apă din atmosferă).

Radiația totală

Se referă la cantitatea totală de radiații care intră pe suprafața pământului, atât directe, cât și difuze. Radiația solară totală scade pe vreme înnorată.

Din acest motiv, vara, radiația totală este în medie mai mare înainte de prânz decât după aceasta. Și în prima jumătate a anului - mai mult decât în ​​a doua.

Ce se întâmplă cu radiația totală de pe suprafața pământului? Ajunși acolo, este absorbit în cea mai mare parte de stratul superior de sol sau de apă și se transformă în căldură, o parte din ea fiind reflectată. Gradul de reflexie depinde de natura suprafeței pământului. Indicatorul care exprimă procentul de radiație solară reflectată față de cantitatea sa totală care cade pe suprafață se numește albedo de suprafață.

Conceptul de autoradiere a suprafeței pământului este înțeles ca radiație cu undă lungă emisă de vegetație, stratul de zăpadă, straturile superioare de apă și sol. Bilanțul de radiații al unei suprafețe este diferența dintre cantitatea ei absorbită și emisă.

Radiație eficientă

Este dovedit că contraradiația este aproape întotdeauna mai mică decât cea terestră. Din această cauză, suprafața pământului suportă pierderi de căldură. Diferența dintre radiația intrinsecă a suprafeței și radiația atmosferică se numește radiație efectivă. Aceasta este de fapt o pierdere netă de energie și, ca urmare, de căldură pe timp de noapte.

Există și în timpul zilei. Dar în timpul zilei este parțial compensat sau chiar blocat de radiațiile absorbite. Prin urmare, suprafața pământului este mai caldă ziua decât noaptea.

Despre distribuția geografică a radiațiilor

Radiația solară de pe Pământ este distribuită neuniform pe tot parcursul anului. Distribuția sa are un caracter zonal, iar izoliniile (punctele de legătură de valori egale) ale fluxului de radiații nu sunt deloc identice cu cercurile latitudinale. Această discrepanță este cauzată de diferite niveluri de tulburare și transparență ale atmosferei în diferite regiuni ale globului.

Radiația solară totală din timpul anului are cea mai mare valoare în deșerturile subtropicale cu o atmosferă cu nori scăzute. Este mult mai puțin în regiunile forestiere din centura ecuatorială. Motivul pentru aceasta este înnoarea crescută. Acest indicator scade spre ambii poli. Dar în regiunea polilor crește din nou - în emisfera nordică este mai puțin, în regiunea Antarcticii înzăpezite și ușor înnorat - mai mult. Deasupra suprafeței oceanelor, în medie, radiația solară este mai mică decât peste continente.

Aproape peste tot pe Pământ, suprafața are un bilanț pozitiv al radiațiilor, adică, în același timp, afluxul de radiații este mai mare decât radiația efectivă. Excepție fac regiunile Antarctica și Groenlanda cu platourile lor de gheață.

Ne confruntăm cu încălzirea globală?

Dar cele de mai sus nu înseamnă încălzirea anuală a suprafeței pământului. Excesul de radiație absorbită este compensat de scurgerea de căldură de la suprafață în atmosferă, care are loc la schimbarea fazei apei (evaporare, condensare sub formă de nori).

Astfel, nu există un echilibru de radiații ca atare pe suprafața Pământului. Dar există un echilibru termic - afluxul și pierderea de căldură sunt echilibrate în diferite moduri, inclusiv prin radiații.

Distribuirea soldului cardului

La aceleași latitudini ale globului, balanța radiațiilor este mai mare pe suprafața oceanului decât pe uscat. Acest lucru poate fi explicat prin faptul că stratul care absoarbe radiațiile din oceane este mai gros, în timp ce, în același timp, radiația efectivă de acolo este mai mică datorită frigului suprafeței mării în comparație cu uscatul.

În deșerturi se observă fluctuații semnificative în amplitudinea distribuției sale. Echilibrul este mai scăzut acolo datorită radiației eficiente ridicate din aerul uscat și a norii scăzut. Într-o măsură mai mică, este scăzut în zonele cu climă musonica. În sezonul cald, înnorabilitatea acolo este crescută, iar radiația solară absorbită este mai mică decât în ​​alte regiuni de aceeași latitudine.

Desigur, principalul factor de care depinde radiația solară medie anuală este latitudinea unei anumite zone. Înregistrează „porțiuni” de ultraviolete ajung în țările situate în apropierea ecuatorului. Aceasta este Africa de Nord-Est, coasta sa de est, Peninsula Arabă, nordul și vestul Australiei, o parte a insulelor Indoneziei, coasta de vest a Americii de Sud.

În Europa, Turcia, sudul Spaniei, Sicilia, Sardinia, insulele Greciei, coasta Franței (partea de sud), precum și o parte din regiunile Italiei, Cipru și Creta primesc cea mai mare doză de lumină și radiatii.

Ce zici de noi?

Radiația solară totală în Rusia este distribuită, la prima vedere, în mod neașteptat. Pe teritoriul țării noastre, în mod ciudat, nu stațiunile de la Marea Neagră țin palma. Cele mai mari doze de radiație solară cad pe teritoriile care se învecinează cu China și Severnaya Zemlya. În general, radiația solară din Rusia nu este deosebit de intensă, ceea ce este pe deplin explicat de nordul nostru locatie geografica. Cantitatea minimă de lumină solară merge în regiunea de nord-vest - Sankt Petersburg, împreună cu zonele înconjurătoare.

Radiația solară din Rusia este inferioară celei din Ucraina. Acolo, cele mai multe radiații ultraviolete se îndreaptă spre Crimeea și teritoriile de dincolo de Dunăre, pe locul doi se află Carpații cu regiunile sudice ale Ucrainei.

Radiația solară totală (atât directă, cât și împrăștiată) care cade pe o suprafață orizontală este dată pe luni în tabele special concepute pentru diferite teritorii și se măsoară în MJ/m 2. De exemplu, radiația solară la Moscova variază de la 31-58 în lunile de iarnă la 568-615 în timpul verii.

Despre izolarea solară

Insolația, sau cantitatea de radiație utilă care cade pe o suprafață iluminată de soare, variază foarte mult în diferite locații geografice. Insolația anuală este calculată pe metru pătrat în megawați. De exemplu, la Moscova această valoare este 1,01, în Arhangelsk - 0,85, în Astrakhan - 1,38 MW.

La determinarea acestuia, este necesar să se țină cont de factori precum perioada anului (iarna, iluminarea și longitudinea zilei sunt mai mici), natura terenului (muntii pot bloca soarele), caracteristică zonei. vreme- ceață, ploi frecvente și înnorărire. Planul de recepție a luminii poate fi orientat vertical, orizontal sau oblic. Cantitatea de insolație, precum și distribuția radiației solare în Rusia, sunt date grupate într-un tabel pe oraș și regiune, indicând latitudinea geografică.

PRELEZA 2.

RADIATIE SOLARA.

Plan:

1. Valoarea radiației solare pentru viața de pe Pământ.

2. Tipuri de radiații solare.

3. Compoziția spectrală a radiației solare.

4. Absorbția și dispersia radiațiilor.

5.PAR (radiația activă fotosintetic).

6. Bilanțul radiațiilor.

1. Principala sursă de energie de pe Pământ pentru toate lucrurile vii (plante, animale și oameni) este energia soarelui.

Soarele este o minge de gaz cu o rază de 695300 km. Raza Soarelui este de 109 ori mai mare decât raza Pământului (ecuatorial 6378,2 km, polar 6356,8 km). Soarele este compus în principal din hidrogen (64%) și heliu (32%). Restul reprezintă doar 4% din masa sa.

Energia solară este condiția principală pentru existența biosferei și unul dintre principalii factori de formare a climei. Datorită energiei Soarelui, masele de aer din atmosferă sunt în continuă mișcare, ceea ce asigură constanța compoziției gazoase a atmosferei. Sub acțiunea radiației solare, o cantitate imensă de apă se evaporă de pe suprafața rezervoarelor, a solului, a plantelor. Vaporii de apă transportați de vânt dinspre oceane și mări către continente reprezintă principala sursă de precipitații pentru uscat.

Energia solară este o condiție indispensabilă pentru existența plantelor verzi, care transformă energia solară în substanțe organice de mare energie în timpul fotosintezei.

Creșterea și dezvoltarea plantelor este un proces de asimilare și prelucrare a energiei solare, prin urmare, producția agricolă este posibilă numai dacă energia solară ajunge la suprafața Pământului. Omul de știință rus a scris: „Dă-i celui mai bun bucătar cât de mult aer proaspăt, lumină solară, un râu întreg de apă curată, roagă-l să pregătească zahăr, amidon, grăsimi și cereale din toate acestea și va crede că râzi. la el. Dar ceea ce pare absolut fantastic unei persoane se realizează fără piedici în frunzele verzi ale plantelor sub influența energiei Soarelui. Se estimează că 1 mp. un metru de frunze pe oră produce un gram de zahăr. Datorită faptului că Pământul este înconjurat de o înveliș continuă a atmosferei, razele soarelui, înainte de a ajunge la suprafața pământului, trec prin întreaga grosime a atmosferei, care le reflectă parțial, parțial se împrăștie, adică modifică cantitatea și calitatea. de lumina solară care pătrunde pe suprafața pământului. Organismele vii sunt sensibile la modificările intensității luminii create de radiația solară. Datorită răspunsului diferit la intensitatea luminii, toate formele de vegetație sunt împărțite în iubitoare de lumină și tolerante la umbră. Iluminarea insuficientă a culturilor determină, de exemplu, o diferențiere slabă a țesuturilor de paie ale culturilor de cereale. Ca urmare, rezistența și elasticitatea țesuturilor scad, ceea ce duce adesea la depunerea culturilor. În culturile de porumb îngroșate, din cauza iluminării scăzute de către radiația solară, formarea de știuleți pe plante este slăbită.

Radiația solară afectează compoziția chimică a produselor agricole. De exemplu, conținutul de zahăr al sfeclei și fructelor, conținutul de proteine ​​din boabele de grâu depind direct de numărul de zile însorite. Cantitatea de ulei din semințele de floarea soarelui, de in crește, de asemenea, odată cu creșterea apariției radiației solare.

Iluminarea părților aeriene ale plantelor afectează în mod semnificativ absorbția nutrienților de către rădăcini. În condiții de iluminare scăzută, transferul asimilaților către rădăcini încetinește și, ca urmare, procesele de biosinteză care apar în celulele plantelor sunt inhibate.

Iluminarea afectează, de asemenea, apariția, răspândirea și dezvoltarea bolilor plantelor. Perioada de infectare constă din două faze, care diferă una de cealaltă ca răspuns la factorul de lumină. Prima dintre ele - germinarea efectivă a sporilor și pătrunderea principiului infecțios în țesuturile culturii afectate - în majoritatea cazurilor nu depinde de prezența și intensitatea luminii. Al doilea - după germinarea sporilor - este cel mai activ în condiții de lumină ridicată.

Efectul pozitiv al luminii afectează și rata de dezvoltare a agentului patogen în planta gazdă. Acest lucru este evident mai ales în ciupercile ruginii. Cu cât este mai lumină, cu atât perioada de incubație este mai scurtă pentru rugina liniei de grâu, rugina galbenă de orz, rugina inului și fasolei etc. Și acest lucru crește numărul de generații de ciupercă și crește intensitatea infecției. Fertilitatea crește în acest agent patogen în condiții de lumină intensă.

Unele boli se dezvoltă cel mai activ în lumină slabă, ceea ce determină slăbirea plantelor și o scădere a rezistenței acestora la boli (agenți cauzatori ai diferitelor tipuri de putregai, în special culturile de legume).

Durata de iluminare și plante. Ritmul radiației solare (alternanța părților luminoase și întunecate ale zilei) este cel mai stabil și mai recurent factor de mediu de la an la an. Ca urmare a multor ani de cercetare, fiziologii au stabilit dependența tranziției plantelor la dezvoltarea generativă de un anumit raport dintre durata zilei și a nopții. În acest sens, culturile în funcție de reacția fotoperiodică pot fi clasificate în grupuri: zi scurta, a cărui dezvoltare este întârziată la o durată a zilei mai mare de 10 ore. O zi scurtă încurajează formarea florilor, în timp ce o zi lungă o împiedică. Astfel de culturi includ soia, orezul, meiul, sorgul, porumbul etc.;

zi lungă pana la orele 12-13, necesitând iluminare pe termen lung pentru dezvoltarea lor. Dezvoltarea lor se accelerează când durata zilei este de aproximativ 20 de ore. Aceste culturi includ secară, ovăz, grâu, in, mazăre, spanac, trifoi etc.;

neutru în ceea ce privește durata zilei, a cărui dezvoltare nu depinde de durata zilei, de exemplu, roșii, hrișcă, leguminoase, rubarbă.

S-a stabilit că predominarea unei anumite compoziții spectrale în fluxul radiant este necesară pentru începutul înfloririi plantelor. Plantele de zi scurtă se dezvoltă mai repede atunci când radiația maximă cade pe razele albastre-violete, iar plantele de zi lungă - pe cele roșii. Durata părții luminoase a zilei (lungimea astronomică a zilei) depinde de perioada anului și de latitudinea geografică. La ecuator, durata zilei pe tot parcursul anului este de 12 ore ± 30 minute. La trecerea de la ecuator la poli după echinocțiul de primăvară (21.03), lungimea zilei crește spre nord și scade spre sud. După echinocțiul de toamnă (23.09) distribuția lungimii zilei este inversată. În emisfera nordică, 22 iunie este cea mai lungă zi, a cărei durată este la 24 de ore la nord de Cercul polar.Cea mai scurtă zi din emisfera nordică este 22 decembrie, iar dincolo de Cercul polar în lunile de iarnă, Soarele nu ridică deloc deasupra orizontului. La latitudini medii, de exemplu, la Moscova, lungimea zilei în timpul anului variază de la 7 la 17,5 ore.

2. Tipuri de radiații solare.

Radiația solară este formată din trei componente: radiația solară directă, împrăștiată și totală.

RADIAȚII SOLARE DIRECTES- radiatii venite de la soare in atmosfera si apoi la suprafata pamantului sub forma unui fascicul de raze paralele. Intensitatea sa se măsoară în calorii pe cm2 pe minut. Depinde de înălțimea soarelui și de starea atmosferei (înnorărire, praf, vapori de apă). Cantitatea anuală de radiație solară directă pe suprafața orizontală a teritoriului Teritoriului Stavropol este de 65-76 kcal/cm2/min. La nivelul marii, cu o pozitie ridicata a Soarelui (vara, amiaza) si o buna transparenta, radiatia solara directa este de 1,5 kcal/cm2/min. Aceasta este partea cu lungime de undă scurtă a spectrului. Când fluxul de radiație solară directă trece prin atmosferă, acesta slăbește datorită absorbției (aproximativ 15%) și împrăștierii (aproximativ 25%) a energiei de către gaze, aerosoli, nori.

Fluxul de radiație solară directă care cade pe o suprafață orizontală se numește insolație. S= S păcat hoeste componenta verticală a radiației solare directe.

S – cantitatea de căldură primită de o suprafață perpendiculară pe fascicul ,

ho – înălțimea Soarelui, adică unghiul format de o rază de soare cu o suprafață orizontală .

La limita atmosferei, intensitatea radiației solare esteAsa de= 1,98 kcal/cm2/min. - conform acordului international din 1958. Se numește constantă solară. Acest lucru ar fi la suprafață dacă atmosfera ar fi absolut transparentă.

Orez. 2.1. Calea razei solare în atmosferă la diferite înălțimi ale soarelui

RADIAȚII împrăștiateD – o parte din radiația solară, ca urmare a împrăștierii de către atmosferă, se întoarce în spațiu, dar o parte semnificativă a acesteia intră pe Pământ sub formă de radiație împrăștiată. Radiație maximă împrăștiată + 1 kcal/cm2/min. Se notează pe un cer senin, dacă sunt nori înalți pe el. Sub un cer înnorat, spectrul radiațiilor împrăștiate este similar cu cel al soarelui. Aceasta este partea cu lungime de undă scurtă a spectrului. Lungime de unda 0,17-4 microni.

RADIAȚII TOTALEQ- constă în radiații difuze și directe către o suprafață orizontală. Q= S+ D.

Raportul dintre radiația directă și cea difuză în compoziția radiației totale depinde de înălțimea Soarelui, de înnorirea și poluarea atmosferei și de înălțimea suprafeței deasupra nivelului mării. Odată cu creșterea înălțimii Soarelui, fracția de radiație împrăștiată pe un cer fără nori scade. Cu cât atmosfera este mai transparentă și cu cât Soarele este mai sus, cu atât proporția radiațiilor împrăștiate este mai mică. Cu nori densi continui, radiatia totala consta in totalitate din radiatii imprastiate. În timpul iernii, datorită reflectării radiațiilor din stratul de zăpadă și împrăștierii sale secundare în atmosferă, proporția radiațiilor împrăștiate în compoziția totalului crește considerabil.

Lumina și căldura primite de plante de la Soare sunt rezultatul acțiunii radiației solare totale. Prin urmare, datele privind cantitățile de radiații primite de suprafață pe zi, lună, sezon de vegetație și an sunt de mare importanță pentru agricultură.

radiatia solara reflectata. Albedo. Radiația totală care a ajuns la suprafața pământului, parțial reflectată de acesta, creează radiația solară reflectată (RK), direcționată de la suprafața pământului în atmosferă. Valoarea radiației reflectate depinde în mare măsură de proprietățile și starea suprafeței reflectorizante: culoare, rugozitate, umiditate etc. Reflexivitatea oricărei suprafețe poate fi caracterizată prin albedo (Ak), care este înțeles ca raportul radiației solare reflectate. la total. Albedo este de obicei exprimat ca procent:

Observațiile arată că albedo-ul diferitelor suprafețe variază în limite relativ înguste (10...30%), cu excepția zăpezii și a apei.

Albedo depinde de umiditatea solului, cu creșterea căreia scade, ceea ce este important în procesul de schimbare a regimului termic al câmpurilor irigate. Datorită scăderii albedo-ului, atunci când solul este umezit, radiația absorbită crește. Albedo diferite suprafete are un curs zilnic și anual bine pronunțat, datorită dependenței albedo-ului de înălțimea Soarelui. Cea mai mică valoare albedo este observat în apropierea orelor de prânz, iar în timpul anului - vara.

Radiația proprie a Pământului și contraradiația atmosferei. Radiație eficientă. Suprafaţa Pământului ca corpul fizic, care are o temperatură peste zero absolut (-273 ° C), este o sursă de radiație, care se numește radiația proprie a Pământului (E3). Este direcționat în atmosferă și este aproape complet absorbit de vaporii de apă, picăturile de apă și dioxidul de carbon conținut în aer. Radiația Pământului depinde de temperatura suprafeței sale.

Atmosfera, absorbind o cantitate mică de radiație solară și aproape toată energia emisă de suprafața pământului, se încălzește și, la rândul său, radiază și energie. Aproximativ 30% din radiația atmosferică intră în spațiul cosmic, iar aproximativ 70% ajunge la suprafața Pământului și se numește contraradiația atmosferică (Ea).

Cantitatea de energie emisă de atmosferă este direct proporțională cu temperatura, conținutul acesteia dioxid de carbon, ozon și nori.

Suprafața Pământului absoarbe această contra radiație aproape în întregime (cu 90...99%). Astfel, este o sursă importantă de căldură pentru suprafața pământului pe lângă radiația solară absorbită. Aceasta influenta a atmosferei asupra regimului termic al Pamantului se numeste efect de sera sau efect de sera datorita analogiei externe cu actiunea sticlelor din sere si sere. Sticla transmite bine razele soarelui, care incalzesc solul si plantele, dar intarzie radiatia termica a solului si plantelor incalzite.

Diferența dintre radiația proprie a suprafeței Pământului și contraradiația atmosferei se numește radiație efectivă: Eef.

Eef= E3-Ea

În nopțile senine și ușor înnorate, radiația efectivă este mult mai mare decât în ​​nopțile înnorate; prin urmare, răcirea nocturnă a suprafeței pământului este de asemenea mai mare. În timpul zilei, este blocat de radiația totală absorbită, în urma căreia temperatura suprafeței crește. În același timp, crește și radiația efectivă. Suprafața pământului la latitudini medii pierde 70...140 W/m2 din cauza radiației efective, care reprezintă aproximativ jumătate din cantitatea de căldură pe care o primește din absorbția radiației solare.

3. Compoziția spectrală a radiațiilor.

Soarele, ca sursă de radiație, are o varietate de unde emise. Fluxurile de energie radiantă de-a lungul lungimii de undă sunt împărțite condiționat în unde scurte (X < 4 мкм) и длинноволновую (А. >4 µm) radiații. Spectrul radiației solare la limita atmosferei terestre este practic între lungimile de undă de 0,17 și 4 microni, iar radiația terestră și atmosferică - de la 4 la 120 microni. În consecință, fluxurile de radiație solară (S, D, RK) se referă la radiația cu unde scurte, iar radiația Pământului (£3) și a atmosferei (Ea) - la radiația cu undă lungă.

Spectrul radiației solare poate fi împărțit în trei părți calitativ diferite: ultraviolete (Y< 0,40 мкм), ви­димую (0,40 мкм < Y < 0,75 µm) și infraroșu (0,76 µm < Y < 4 µm). Înaintea părții ultraviolete a spectrului radiației solare se află radiația de raze X, iar dincolo de infraroșu - emisia radio a Soarelui. La limita superioară a atmosferei, partea ultravioletă a spectrului reprezintă aproximativ 7% din energia radiației solare, 46% pentru vizibil și 47% pentru infraroșu.

Radiația emisă de pământ și atmosferă se numește radiații infraroșii îndepărtate.

Efectul biologic al diferitelor tipuri de radiații asupra plantelor este diferit. radiații ultravioleteîncetinește procesele de creștere, dar accelerează trecerea etapelor de formare a organelor de reproducere la plante.

Valoarea radiației infraroșii, care este absorbit activ de apă în frunzele și tulpinile plantelor, este efectul său termic, care afectează semnificativ creșterea și dezvoltarea plantelor.

radiații infraroșii îndepărtate produce doar un efect termic asupra plantelor. Influența sa asupra creșterii și dezvoltării plantelor este nesemnificativă.

Parte vizibilă a spectrului solar, în primul rând, creează iluminare. În al doilea rând, așa-numita radiație fiziologică (A, = 0,35 ... 0,75 μm), care este absorbită de pigmenții frunzelor, aproape coincide cu regiunea radiației vizibile (captând parțial regiunea radiației ultraviolete). Energia sa are o importantă semnificație regulatoare și energetică în viața plantelor. În această regiune a spectrului se distinge o regiune de radiație activă fotosintetic.

4. Absorbția și împrăștierea radiațiilor în atmosferă.

Trecând prin atmosfera terestră, radiația solară este atenuată datorită absorbției și împrăștierii de către gazele și aerosolii atmosferici. În același timp, se modifică și compoziția sa spectrală. La diferite înălțimi ale soarelui și diferite înălțimi ale punctului de observare deasupra suprafeței pământului, lungimea drumului parcurs de razele solare în atmosferă nu este aceeași. Odată cu scăderea altitudinii, partea ultravioletă a radiației scade deosebit de puternic, partea vizibilă scade oarecum mai puțin și doar puțin partea infraroșie.

Răspândirea radiațiilor în atmosferă are loc în principal ca urmare a fluctuațiilor (fluctuațiilor) continue ale densității aerului în fiecare punct al atmosferei, cauzate de formarea și distrugerea anumitor „clusters” (aglomerări) de molecule de gaz atmosferic. Particulele de aerosoli împrăștie, de asemenea, radiația solară. Intensitatea împrăștierii este caracterizată de coeficientul de împrăștiere.

K = formula de adunare.

Intensitatea împrăștierii depinde de numărul de particule de împrăștiere pe unitatea de volum, de dimensiunea și natura lor, precum și de lungimile de undă ale radiației împrăștiate în sine.

Razele împrăștie cu cât este mai puternică, cu atât lungimea de undă este mai scurtă. De exemplu, razele violete se împrăștie de 14 ori mai mult decât cele roșii, ceea ce explică culoarea albastră a cerului. După cum sa menționat mai sus (a se vedea secțiunea 2.2), radiația solară directă care trece prin atmosferă este parțial disipată. În aer curat și uscat, intensitatea coeficientului de împrăștiere moleculară respectă legea Rayleigh:

k= s/Y4 ,

unde C este un coeficient care depinde de numărul de molecule de gaz per unitate de volum; X este lungimea undei împrăștiate.

Deoarece lungimile de undă îndepărtate ale luminii roșii sunt aproape de două ori mai mari decât lungimile de undă ale luminii violete, primele sunt împrăștiate de moleculele de aer de 14 ori mai puțin decât cele din urmă. Deoarece energia inițială (înainte de împrăștiere) a razelor violete este mai mică decât albastru și albastru, energia maximă în lumina împrăștiată (radiația solară împrăștiată) este mutată în razele albastru-albastru, ceea ce determină culoarea albastră a cerului. Astfel, radiația difuză este mai bogată în raze fotosintetic active decât radiația directă.

În aerul care conține impurități (picături mici de apă, cristale de gheață, particule de praf etc.), împrăștierea este aceeași pentru toate zonele de radiație vizibilă. Prin urmare, cerul capătă o nuanță albicioasă (apare ceață). Elementele de nor (picături mari și cristale) nu împrăștie deloc razele soarelui, ci le reflectă difuz. Ca urmare, norii iluminați de Soare sunt albi.

5. PAR (radiație activă fotosintetic)

Radiație fotosintetică activă. În procesul de fotosinteză, nu se folosește întregul spectru al radiației solare, ci numai a acestuia

parte în intervalul de lungimi de undă de 0,38 ... 0,71 microni, - radiații fotosintetic active (PAR).

Se știe că radiațiile vizibile, percepute de ochiul uman ca fiind albe, sunt formate din raze colorate: roșu, portocaliu, galben, verde, albastru, indigo și violet.

Asimilarea energiei radiațiilor solare de către frunzele plantelor este selectivă (selectivă). Cele mai intense frunze absorb razele albastru-violet (X = 0,48 ... 0,40 microni) și portocaliu-roșu (X = 0,68 microni), mai puțin galben-verde (A. = 0,58 ... 0,50 microni) și roșu îndepărtat (A). .\u003e 0,69 microni) raze.

La suprafața pământului, energia maximă din spectrul radiației solare directe, când Soarele este înalt, cade pe regiunea razelor galben-verzui (discul Soarelui este galben). Când Soarele este aproape de orizont, razele roșii îndepărtate au energia maximă (discul solar este roșu). Prin urmare, energia luminii directe a soarelui este puțin implicată în procesul de fotosinteză.

Întrucât PAR este unul dintre cei mai importanți factori ai productivității plantelor agricole, informațiile privind cantitatea de PAR primită, ținând cont de distribuția acestuia pe teritoriu și în timp, au o importanță practică deosebită.

Intensitatea PAR poate fi măsurată, dar acest lucru necesită filtre speciale de lumină care transmit doar unde în intervalul 0,38 ... 0,71 microni. Există astfel de dispozitive, dar nu sunt folosite în rețeaua de stații actinometrice, ci măsoară intensitatea spectrului integral al radiației solare. Valoarea PAR poate fi calculată din datele privind sosirea radiațiilor directe, difuze sau totale folosind coeficienții propuși de H. G. Tooming și:

Qfar = 0,43 S„+0,57 D);

Au fost întocmite hărți de distribuție a cantităților lunare și anuale de Far pe teritoriul Rusiei.

Pentru a caracteriza gradul de utilizare a PAR de către culturi, se utilizează eficiența PAR:

KPIfar = (sumaQ/ faruri/sumaQ/ faruri) 100%,

Unde sumăQ/ faruri- cantitatea de PAR cheltuită pentru fotosinteză în perioada de vegetație a plantelor; sumăQ/ faruri- cantitatea de PAR primită pentru culturi în această perioadă;

Culturile în funcție de valorile lor medii ale CPIF sunt împărțite în grupuri (în funcție de): observate de obicei - 0,5 ... 1,5%; bun-1,5...3,0; record - 3,5...5,0; teoretic posibil - 6,0 ... 8,0%.

6. ECHILIBRUL DE RADIAȚII AL SUPRAFEȚEI PĂMÂNTULUI

Diferența dintre fluxurile de energie radiantă de intrare și de ieșire se numește bilanțul de radiații al suprafeței pământului (B).

Partea de intrare a balanței de radiații a suprafeței pământului în timpul zilei constă din radiații solare directe și difuze, precum și radiații atmosferice. Partea de cheltuieli a bilanţului este radiaţia de pe suprafaţa pământului şi radiaţia solară reflectată:

B= S / + D+ Ea-E3-Rk

Ecuația poate fi scrisă și sub altă formă: B = Q- RK - Eef.

Pentru timpul nopții, ecuația balanței radiațiilor are următoarea formă:

B \u003d Ea - E3 sau B \u003d -Eef.

Dacă intrarea de radiație este mai mare decât ieșirea, atunci balanța radiațiilor este pozitivă și suprafața activă* se încălzește. Cu un sold negativ, se răcește. Vara, bilanţul radiaţiilor este pozitiv ziua şi negativ noaptea. Trecerea cu zero are loc dimineața la aproximativ 1 oră după răsărit, iar seara cu 1-2 ore înainte de apus.

Bilanțul anual de radiații în zonele în care se stabilește un strat de zăpadă stabil are valori negative în sezonul rece, iar valori pozitive în sezonul cald.

Bilanțul de radiații al suprafeței pământului afectează în mod semnificativ distribuția temperaturii în sol și în stratul de suprafață al atmosferei, precum și procesele de evaporare și topire a zăpezii, formarea de ceață și îngheț, modificări ale proprietăților maselor de aer (lor transformare).

Cunoașterea regimului de radiații al terenurilor agricole face posibilă calcularea cantității de radiații absorbite de culturi și sol în funcție de înălțimea Soarelui, de structura culturilor și de faza de dezvoltare a plantelor. Datele privind regimul sunt, de asemenea, necesare pentru evaluarea diferitelor metode de reglare a temperaturii și umidității solului, evaporării, de care depind creșterea și dezvoltarea plantelor, formarea culturilor, cantitatea și calitatea acesteia.

Metodele agronomice eficiente de influențare a radiațiilor și, în consecință, a regimului termic al suprafeței active sunt mulcirea (acoperirea solului cu un strat subțire de așchii de turbă, gunoi de grajd putrezit, rumeguș etc.), acoperirea solului cu folie de plastic și irigarea. . Toate acestea modifică capacitatea de reflexie și de absorbție a suprafeței active.

* Suprafața activă - suprafața solului, a apei sau a vegetației, care absoarbe direct radiația solară și atmosferică și emite radiații în atmosferă, reglând astfel regimul termic al straturilor adiacente de aer și al straturilor subiacente de sol, apă, vegetație.

radiația cu unde scurte de la soare

Ultravioletele și razele X provin în principal din straturile superioare ale cromosferei și ale coroanei. Acest lucru a fost stabilit prin lansarea de rachete cu instrumente în timpul eclipsele de soare. Atmosfera solară foarte fierbinte emite întotdeauna radiații invizibile cu unde scurte, dar este deosebit de puternică în anii de activitate solară maximă. În acest moment, radiația ultravioletă crește cu aproximativ un factor de doi, iar radiația cu raze X de zeci și sute de ori în comparație cu radiația în ani de minim. Intensitatea radiației cu unde scurte variază de la o zi la alta, crescând brusc atunci când apar erupții.

Radiațiile ultraviolete și de raze X ionizează parțial straturile atmosferei terestre, formând ionosfera la altitudini de 200-500 km față de suprafața Pământului. Ionosfera joacă un rol important în implementarea comunicațiilor radio cu rază lungă de acțiune: undele radio care provin de la un emițător radio, înainte de a ajunge la antena receptorului, sunt reflectate în mod repetat de la ionosferă și de pe suprafața Pământului. Starea ionosferei variază în funcție de condițiile de iluminare a acesteia de către Soare și de fenomenele care au loc pe ea. Prin urmare, pentru a asigura o comunicare radio stabilă, este necesar să se țină cont de ora din zi, anotimp și starea activității solare. După cele mai puternice erupții solare, numărul de atomi ionizați din ionosferă crește, iar undele radio sunt parțial sau complet absorbite de aceasta. Acest lucru duce la o deteriorare și chiar la o oprire temporară a comunicațiilor radio.

Oamenii de știință acordă o atenție deosebită studiului stratului de ozon din atmosfera pământului. Ozonul se formează ca urmare a reacțiilor fotochimice (absorbția luminii de către moleculele de oxigen) în stratosferă, iar volumul său este concentrat acolo. În total, în atmosfera pământului există aproximativ 3 10 9 tone de ozon. Acesta este foarte mic: grosimea stratului de ozon pur de lângă suprafața Pământului nu ar depăși 3 mm! Dar rolul stratului de ozon, care se extinde la o înălțime de câteva zeci de kilometri deasupra suprafeței Pământului, este excepțional de mare, deoarece protejează toate viețuitoarele de efectele radiațiilor periculoase cu unde scurte (și, mai ales, ultraviolete). de la soare. Conținutul de ozon nu este constant la diferite latitudini și în diferite perioade ale anului. Poate scădea (uneori foarte semnificativ) ca urmare a diferitelor procese. Acest lucru poate fi facilitat, de exemplu, de emisiile în atmosferă un numar mare substanțe care epuizează ozonul care conțin clor de origine industrială sau emisii de aerosoli, precum și emisii care însoțesc erupțiile vulcanice. Zone cu epuizare ascuțită a stratului de ozon („ găuri de ozon”) au fost găsite în diferite regiuni ale planetei noastre și nu numai peste Antarctica și o serie de alte teritorii ale emisferei sudice a Pământului, ci și peste emisfera nordică. În 1992, au început să apară rapoarte alarmante despre epuizarea temporară a stratului de ozon peste nordul Europei Rusiei și o scădere a ozonului peste Moscova și Sankt Petersburg. Oamenii de știință, realizând natura globală a problemei, se organizează la scară globală studii de mediu, incluzând în primul rând un sistem global de monitorizare continuă a stării stratului de ozon. Au fost elaborate și semnate acorduri internaționale pentru a proteja stratul de ozon și a limita producția de substanțe care epuizează stratul de ozon.

Emisia radio solară

Un studiu sistematic al emisiilor radio a Soarelui a început abia după cel de-al Doilea Război Mondial, când s-a descoperit că Soarele este o sursă puternică de emisii radio. Undele radio pătrund în spațiul interplanetar, care sunt emise de cromosferă (unde centimetrice) și coroană (unde decimetrice și metrice). Această emisie radio ajunge pe Pământ. Emisia radio a Soarelui are două componente – o constantă, aproape neschimbată ca intensitate, și o variabilă (exploziile, „furtuni de zgomot”).

Emisia radio a Soarelui liniștit se explică prin faptul că plasma solară fierbinte emite întotdeauna unde radio împreună cu oscilații electromagnetice de alte lungimi de undă (emisie radio termică). În timpul erupțiilor mari, emisia radio de la Soare crește de mii și chiar milioane de ori în comparație cu emisia radio de la Soare liniștit. Această emisie radio, generată de procese rapide non-staționare, are o natură non-termică.

Radiația corpusculară a Soarelui

O serie de fenomene geofizice (furtuni magnetice, adică modificări pe termen scurt ale câmpului magnetic al Pământului, aurore etc.) sunt, de asemenea, asociate cu activitatea solară. Dar aceste fenomene apar la o zi după erupțiile solare. Acestea sunt cauzate nu de radiațiile electromagnetice care ajung pe Pământ în 8,3 minute, ci de corpusculi (protoni și electroni care formează o plasmă rarefiată), care pătrund în spațiul apropiat Pământului cu o întârziere (cu 1-2 zile), deoarece se deplasează cu viteze. de 400 - 1000 km/c.

Corpusculii sunt emiși de Soare chiar și atunci când nu există fulgere și pete pe el. Corona solară este sursa unui flux constant de plasmă (vânt solar) care are loc în toate direcțiile. Vântul solar, creat de corona în continuă expansiune, învăluie planetele care se deplasează în apropierea Soarelui și . Rafalele sunt însoțite de „rafale” vântului solar. Experimentele la stațiile interplanetare și la sateliții Pământului artificial au făcut posibilă detectarea directă a vântului solar în spațiul interplanetar. În timpul erupțiilor și în timpul unei ieșiri calme a vântului solar, nu numai corpusculii, ci și câmpul magnetic asociat cu plasma în mișcare pătrund în spațiul interplanetar.