Saules starojums - kas tas ir? Kopējais saules starojums. Saules starojums vai jonizējošais starojums no saules

Saule ir siltuma un gaismas avots, kas dod spēku un veselību. Tomēr tā ietekme ne vienmēr ir pozitīva. Enerģijas trūkums vai tā pārpalikums var izjaukt dabiskos dzīves procesus un provocēt dažādas problēmas. Daudzi ir pārliecināti, ka iedegusi āda izskatās daudz skaistāka nekā bāla āda, taču, ilgstoši pavadot tiešos staros, var gūt smagus apdegumus. Saules starojums ir ienākošas enerģijas plūsma, kas sadalīta elektromagnētisko viļņu veidā, kas iet cauri atmosfērai. To mēra ar enerģijas jaudu, ko tā pārnes uz virsmas laukuma vienību (vati/m2). Zinot, kā saule ietekmē cilvēku, jūs varat novērst tās negatīvo ietekmi.

Kas ir saules starojums

Par Sauli un tās enerģiju ir uzrakstītas daudzas grāmatas. Saule ir galvenais enerģijas avots visām fiziskajām un ģeogrāfiskajām parādībām uz Zemes. Viena divu miljardu gaismas daļa iekļūst planētas atmosfēras augšējos slāņos, bet lielākā daļa nogulsnējas kosmiskajā telpā.

Gaismas stari ir primārie cita veida enerģijas avoti. Kad tie nokrīt uz zemes virsmas un ūdenī, tie veido siltumu un ietekmē klimatiskās īpatnības un laikapstākļi.

Tas, cik lielā mērā cilvēks tiek pakļauts gaismas stariem, ir atkarīgs no starojuma līmeņa, kā arī no laika, kas pavadīts zem saules. Cilvēki savā labā izmanto daudzu veidu viļņus, izmantojot rentgenstarus, infrasarkanos starus un ultravioleto starojumu. Tomēr saules viļņi tīrā veidā lielos daudzumos var negatīvi ietekmēt cilvēka veselību.

Starojuma daudzums ir atkarīgs no:

• Saules pozīcija. Vislielākais starojuma daudzums rodas līdzenumos un tuksnešos, kur saulgrieži ir diezgan augsti un laiks ir bez mākoņiem. Polārie apgabali saņem minimālu gaismas daudzumu, jo mākoņi absorbē ievērojamu gaismas plūsmas daļu;
• dienas garums. Jo tuvāk ekvatoram, jo ​​garāka diena. Šeit cilvēki saņem visvairāk siltuma;
• atmosfēras īpašības: mākoņainība un mitrums. Pie ekvatora ir palielināts mākoņainums un mitrums, kas ir šķērslis gaismas pārejai. Tāpēc gaismas plūsmas daudzums tur ir mazāks nekā tropu zonās.

Izplatīšana

Saules gaismas sadalījums pa zemes virsmu ir nevienmērīgs un ir atkarīgs no:

• atmosfēras blīvums un mitrums. Jo lielāki tie ir, jo mazāka ir radiācijas iedarbība;
• apgabala ģeogrāfiskais platums. Saņemtās gaismas daudzums palielinās no poliem līdz ekvatoram;
• Zemes kustības. Starojuma daudzums mainās atkarībā no gada laika;
• Zemes virsmas īpašības. Liels gaismas daudzums tiek atstarots gaišās virsmās, piemēram, sniegā. Černoze vissliktāk atspoguļo gaismas enerģiju.

Krievijas teritorijas apmēra dēļ radiācijas līmenis ievērojami atšķiras. Saules apstarošana ziemeļu reģionos ir aptuveni vienāda - 810 kWh/m2 365 dienas, dienvidu reģionos - vairāk nekā 4100 kWh/m2.

Svarīgs ir arī stundu ilgums, kurā spīd saule.. Šie rādītāji dažādos reģionos atšķiras, ko ietekmē ne tikai ģeogrāfiskais platums, bet arī kalnu klātbūtne. Saules starojuma karte Krievijā skaidri parāda, ka atsevišķos reģionos nav ieteicams ierīkot elektroapgādes līnijas, jo dabiskais apgaismojums spēj apmierināt iedzīvotāju vajadzības pēc elektroenerģijas un siltuma.

Veidi

Gaismas plūsmas sasniedz Zemi dažādos veidos. Saules starojuma veidi ir atkarīgi no tā:

• Starus, kas izplūst no saules, sauc par tiešo starojumu. To stiprums ir atkarīgs no saules augstuma virs horizonta. Maksimālais līmenis tiek novērots plkst.12, minimālais – no rīta un vakara laiks. Turklāt ietekmes intensitāte ir saistīta ar gada laiku: vislielākā tā notiek vasarā, vismazāk ziemā. Raksturīgi, ka kalnos radiācijas līmenis ir augstāks nekā uz līdzenām virsmām. Netīrs gaiss samazina arī tiešās gaismas plūsmas. Jo zemāk saule atrodas virs horizonta, jo mazāk ultravioletā starojuma.
• Atstarots starojums ir starojums, ko atstaro ūdens vai zemes virsma.
• Izkliedētais saules starojums veidojas, kad gaismas plūsma ir izkliedēta. No tā ir atkarīga debesu zilā krāsa bez mākoņiem.

Absorbētais saules starojums ir atkarīgs no zemes virsmas – albedo – atstarošanas spējas.

Starojuma spektrālais sastāvs ir daudzveidīgs:

• krāsaini vai redzami stari nodrošina apgaismojumu un tiem ir liela nozīme augu dzīvē;
• ultravioletajam starojumam vajadzētu mēreni iekļūt cilvēka ķermenī, jo tā pārpalikums vai trūkums var nodarīt kaitējumu;
• Infrasarkanais starojums rada siltuma sajūtu un ietekmē veģetācijas augšanu.

Kopējais saules starojums ir tieši un izkliedēti stari, kas iekļūst zemē. Mākoņu trūkuma gadījumā ap plkst.12, kā arī vasarā tas sasniedz maksimumu.

Mūsu lasītāju stāsti

Vladimirs
61 gadu vecs

Kā rodas ietekme?

Elektromagnētiskie viļņi sastāv no dažādām daļām. Ir neredzamie, infrasarkanie un redzamie, ultravioletie stari. Raksturīgi, ka starojuma plūsmām ir dažādas enerģētiskās struktūras un tās dažādi ietekmē cilvēkus.

Gaismas plūsmai var būt labvēlīga, ārstnieciska ietekme uz cilvēka ķermeņa stāvokli. Gaisma, izejot cauri redzes orgāniem, regulē vielmaiņu, miega modeļus un ietekmē cilvēka vispārējo labsajūtu. Turklāt, gaismas enerģija var izraisīt siltuma sajūtu. Kad āda tiek apstarota, organismā notiek fotoķīmiskas reakcijas, kas veicina pareizu vielmaiņu.

Ultravioletam ir augsta bioloģiskā spēja, ar viļņa garumu no 290 līdz 315 nm. Šie viļņi organismā sintezē D vitamīnu un spēj iznīcināt arī tuberkulozes vīrusu dažu minūšu laikā, stafilokoku – ceturtdaļas stundas laikā, bet vēdertīfa baciļus – 1 stundā.

Raksturīgi, ka bez mākoņiem laikapstākļi samazina gripas un citu slimību, piemēram, difterijas, epidēmiju, kuras var pārnēsāt ar gaisa pilienu, epidēmiju ilgumu.

Ķermeņa dabiskie spēki pasargā cilvēku no pēkšņām atmosfēras svārstībām: gaisa temperatūras, mitruma, spiediena. Tomēr dažreiz šāda aizsardzība vājinās, kas spēcīga mitruma un paaugstinātas temperatūras ietekmē izraisa karstuma dūrienu.

Radiācijas ietekme ir atkarīga no tā iekļūšanas organismā pakāpes. Jo garāki viļņi, jo spēcīgāks ir starojuma spēks. Infrasarkanie viļņi var iekļūt zem ādas līdz 23 cm, redzamās plūsmas - līdz 1 cm, ultravioletie - līdz 0,5-1 mm.

Cilvēki saņem visa veida starus saules darbības laikā, kad tie ir plkst atklātas telpas. Gaismas viļņi ļauj cilvēkam pielāgoties pasaulei, tāpēc komfortablas labsajūtas nodrošināšanai telpās nepieciešams radīt apstākļus optimālam apgaismojuma līmenim.

Ietekme uz cilvēkiem

Ietekme saules radiācija par cilvēka veselību nosaka dažādi faktori. Svarīga ir cilvēka dzīvesvieta, klimats, kā arī laiks, kas pavadīts tiešos staros.

Saules trūkuma dēļ Tālo Ziemeļu iedzīvotāji, kā arī cilvēki, kuru darbība saistīta ar darbu pazemē, piemēram, kalnračiem, piedzīvo dažādas disfunkcijas, kaulu stipruma samazināšanos, nervu traucējumus.

Bērni, kuri nesaņem pietiekami daudz gaismas, cieš no rahīta biežāk nekā citi. Turklāt viņi ir uzņēmīgāki pret zobu slimībām, kā arī viņiem ir ilgāka tuberkulozes gaita.

Tomēr pārāk liela gaismas viļņu iedarbība bez periodiskas dienas un nakts maiņas var negatīvi ietekmēt veselību. Piemēram, Arktikas iedzīvotāji bieži cieš no aizkaitināmības, noguruma, bezmiega, depresijas un samazinātas darba spējas.

Radiācija Krievijas Federācijā ir mazāk aktīva nekā, piemēram, Austrālijā.

Tādējādi cilvēki, kuri ir pakļauti ilgstošai starojuma iedarbībai:

• ir augsts ādas vēža attīstības risks;
• ir paaugstināta tendence uz sausu ādu, kas, savukārt, paātrina novecošanās procesu un pigmentācijas un agrīnu grumbu parādīšanos;
• var ciest no redzes spēju pasliktināšanās, kataraktas, konjunktivīta;
• ir novājināta imunitāte.

D vitamīna trūkums cilvēkiem ir viens no ļaundabīgo audzēju, vielmaiņas traucējumu cēloņiem, kas izraisa lieko ķermeņa masu, endokrīnās sistēmas traucējumus, miega traucējumus, fizisku izsīkumu, sliktu garastāvokli.

Personai, kas sistemātiski saņem saules gaismu un ļaunprātīgi sauļojas, parasti nav veselības problēmu:

• ir stabila sirds un asinsvadu darbība;
• neslimo ar nervu slimībām;
• ir labs garastāvoklis;
• ir normāla vielmaiņa;
• reti slimo.

Tādējādi tikai dozētam starojuma daudzumam var būt pozitīva ietekme uz cilvēka veselību.

Kā sevi pasargāt

Pārmērīga starojuma iedarbība var izraisīt ķermeņa pārkaršanu, apdegumus un dažu hronisku slimību saasināšanos.. Sauļošanās cienītājiem ir jāievēro šādi vienkārši noteikumi:

• Sauļojieties atklātās vietās piesardzīgi;
• Karstā laikā paslēpieties ēnā zem izkliedētiem stariem. Tas jo īpaši attiecas uz maziem bērniem un gados vecākiem cilvēkiem, kuri cieš no tuberkulozes un sirds slimībām.

Jāatceras, ka sauļoties ir nepieciešams drošā diennakts laikā un arī nebūt ilgu laiku zem dedzinošas saules. Turklāt no karstuma dūriena jāsargā galva, valkājot cepuri, saulesbrilles, slēgtu apģērbu, kā arī jālieto dažādi saules aizsarglīdzekļi.

Saules starojums medicīnā

Gaismas plūsmas aktīvi izmanto medicīnā:

• Rentgenstari izmanto viļņu spēju iziet cauri mīkstajiem audiem un skeleta sistēmai;
• izotopu ieviešana ļauj reģistrēt to koncentrāciju iekšējos orgānos un atklāt daudzas patoloģijas un iekaisuma perēkļus;
• Staru terapija var iznīcināt ļaundabīgo audzēju augšanu un attīstību.

Viļņu īpašības tiek veiksmīgi izmantotas daudzās fizioterapeitiskās ierīcēs:

• Ierīces ar infrasarkano starojumu tiek izmantotas iekšējo termiskai apstrādei iekaisuma procesi, kaulu slimības, osteohondroze, reimatisms, pateicoties viļņu spējai atjaunot šūnu struktūras.
• Ultravioletie stari var negatīvi ietekmēt dzīvās būtnes, kavēt augu augšanu, nomākt mikroorganismus un vīrusus.

Saules starojuma higiēniskā nozīme ir liela. Terapijā tiek izmantotas ierīces ar ultravioleto starojumu:

• dažādas ādas traumas: brūces, apdegumi;
• infekcijas;
• mutes dobuma slimības;
• onkoloģiskās neoplazmas.

Turklāt starojums pozitīvi ietekmē cilvēka ķermeni kopumā: tas var dot spēku, stiprināt imūnsistēma, kompensē vitamīnu trūkumu.

Saules gaisma ir svarīgs cilvēka pilnvērtīgas dzīves avots. Pietiekams tās daudzums nodrošina labvēlīgu visu dzīvo būtņu pastāvēšanu uz planētas. Cilvēks nevar samazināt starojuma pakāpi, bet var pasargāt sevi no tā negatīvās ietekmes.

Izcilība uz virsmas

Saules starojums, ko sauc par saules gaismu, ir elektromagnētisko viļņu maisījums, sākot no infrasarkanajiem (IR) līdz ultravioletajiem (UV) stariem. Tas ietver redzamo gaismu, kas elektromagnētiskajā spektrā atrodas starp IR un UV.

Elektromagnētisko viļņu izplatīšanās ātrums

Visi elektromagnētiskie viļņi (EM) vakuumā pārvietojas ar ātrumu aptuveni 3,0x10*8 m/s. Kosmoss nav ideāls vakuums, tas satur daļiņas zemā koncentrācijā, elektromagnētiskos viļņus, neitrīno un magnētiskos laukus. Tā kā vidējais attālums starp Zemi un Sauli ir vairāk nekā 149,6 miljoni km, ir nepieciešamas aptuveni 8 minūtes, lai starojums sasniegtu Zemi. Saule spīd ne tikai IR, redzamajā un UV diapazonā. Būtībā tas izstaro augstas enerģijas gamma starus.

Tomēr gamma staru fotoni virzās tālu uz virsmu, tos pastāvīgi absorbē saules plazma un atkārtoti izstaro, mainoties to frekvencei.

Kamēr tie sasniedz virsmu, gamma staru fotoni atrodas IR, redzamajā un UV spektrā. Infrasarkanais starojums ir siltums, ko mēs jūtam. Bez tā un redzamās gaismas dzīvība uz Zemes nebūtu iespējama. Saules uzliesmojumu laikā tas izstaro arī rentgena starus. Kad elektromagnētiskā radiācija Saule sasniedz Zemes atmosfēru, daļa no tās tiek absorbēta, bet pārējā daļa sasniedz Zemes virsmu.

Konkrēti, UV starojumu absorbē ozona slānis un atkārtoti izstaro kā siltumu, izraisot stratosfēras sasilšanu.

Īsviļņu starojums no Saules

Ultravioletais un rentgena starojums izplūst galvenokārt no hromosfēras augšējiem slāņiem un vainaga. Tas tika konstatēts, Saules aptumsumu laikā palaižot raķetes ar instrumentiem. Ļoti karstā saules atmosfēra vienmēr izstaro neredzamu īsviļņu starojumu, taču tas ir īpaši spēcīgs maksimālās saules aktivitātes gados. Šajā laikā ultravioletais starojums palielinās aptuveni divas reizes, un rentgena starojums palielinās desmitiem un simtiem reižu, salīdzinot ar starojumu minimuma gados. Īsviļņu starojuma intensitāte katru dienu mainās, strauji pieaugot, kad notiek uzliesmojumi.

Ultravioletais un rentgena starojums daļēji jonizē Zemes atmosfēras slāņus, veidojot jonosfēru 200 - 500 km augstumā no Zemes virsmas. Jonosfērai ir liela nozīme tālsatiksmes radiosakaros: radioviļņi, kas nāk no radioraidītāja, atkārtoti tiek atstaroti no jonosfēras un Zemes virsmas, pirms tie sasniedz uztvērēja antenu. Jonosfēras stāvoklis mainās atkarībā no Saules apgaismojuma apstākļiem un uz tās notiekošajām parādībām. Tāpēc, lai nodrošinātu stabilu radiosakaru, ir jāņem vērā diennakts laiks, gada laiks un Saules aktivitātes stāvoklis. Pēc visspēcīgākajiem saules uzliesmojumiem jonosfērā palielinās jonizēto atomu skaits un radioviļņi tiek daļēji vai pilnībā absorbēti tajā. Tas noved pie radiosakaru pasliktināšanās un pat īslaicīgiem pārtraukumiem.

Zinātnieki īpašu uzmanību pievērš ozona slāņa izpētei zemes atmosfērā. Ozons veidojas fotoķīmisko reakciju (skābekļa molekulu gaismas absorbcijas) rezultātā stratosfērā, un tā lielākā daļa koncentrējas tur. Kopumā zemes atmosfērā ir aptuveni 3 10 9 tonnas ozona. Tas ir ļoti mazs: tīrā ozona slāņa biezums uz Zemes virsmas nepārsniegtu 3 mm! Bet ozona slāņa, kas stiepjas vairāku desmitu kilometru augstumā virs Zemes virsmas, loma ir ārkārtīgi liela, jo tas aizsargā visu dzīvo no bīstamā īsviļņu (un galvenokārt ultravioletā) Saules starojuma ietekmes. . Ozona saturs dažādos platuma grādos un dažādos gada laikos ir mainīgs. Tā rezultātā tas var samazināties (dažreiz ļoti ievērojami). dažādi procesi. To var veicināt, piemēram, emisijas atmosfērā liels daudzums ozona slāni noārdošām hloru saturošām rūpnieciskas izcelsmes vielām vai aerosola emisijām, kā arī emisijām, kas saistītas ar vulkānu izvirdumiem. Straujas ozona līmeņa pazemināšanās apgabali (“ozona caurumi”) tika atklāti dažādos mūsu planētas reģionos ne tikai virs Antarktīdas un vairākām citām Zemes dienvidu puslodes teritorijām, bet arī virs ziemeļu puslodes. 1992. gadā sāka parādīties satraucoši ziņojumi par īslaicīgu ozona slāņa noārdīšanos virs Eiropas Krievijas ziemeļiem un ozona līmeņa pazemināšanos virs Maskavas un Sanktpēterburgas. Zinātnieki, apzinoties problēmas globālo raksturu, organizē vides izpēti visas planētas mērogā, iekļaujot, pirmkārt, globālu ozona slāņa stāvokļa nepārtrauktas uzraudzības sistēmu. Ir izstrādāti un parakstīti starptautiski līgumi, lai aizsargātu ozona slāni un ierobežotu ozona slāni noārdošo vielu ražošanu.

Radio emisija no Saules

Sistemātiska Saules radio emisijas izpēte sākās tikai pēc Otrā pasaules kara, kad tika atklāts, ka Saule ir spēcīgs radio emisijas avots. Radioviļņi iekļūst starpplanētu telpā, un tos izstaro hromosfēra (centimetru viļņi) un korona (decimetru un metru viļņi). Šis radio starojums sasniedz Zemi. Radio emisijai no Saules ir divas sastāvdaļas - nemainīga, gandrīz nemainīga intensitāte un mainīga (pārrāvumi, "trokšņa vētras").

Klusas Saules radioizstarojums ir izskaidrojams ar to, ka karstā saules plazma vienmēr izstaro radioviļņus kopā ar citu viļņu garumu elektromagnētiskajām svārstībām (termiskā radio emisija). Lielu uzliesmojumu laikā radio starojums no Saules palielinās tūkstošiem un pat miljoniem reižu salīdzinājumā ar radio emisiju no klusās Saules. Šī radio emisija, ko rada ātri plūstoši nestacionāri procesi, nav termiska rakstura.

Saules korpuskulārais starojums

Ar Saules aktivitāti ir saistītas arī vairākas ģeofizikālas parādības (magnētiskās vētras, t.i., īslaicīgas izmaiņas Zemes magnētiskajā laukā, polārblāzmas u.c.). Bet šīs parādības notiek dienu pēc saules uzliesmojumiem. Tos izraisa nevis elektromagnētiskais starojums, kas Zemi sasniedz 8,3 minūtēs, bet gan asinsķermenīši (protoni un elektroni, kas veido retu plazmu), kas Zemei tuvajā telpā iekļūst ar kavēšanos (par 1-2 dienām), jo tie pārvietojas. ar ātrumu 400 - 1000 km/c.

Saule izstaro asinsķermenīšus pat tad, ja uz tās nav uzliesmojumu vai plankumu. Saules korona ir pastāvīgas plazmas (saules vēja) aizplūšanas avots, kas notiek visos virzienos. Saules vējš, ko rada nepārtraukti izplešanās korona, aptver planētas, kas pārvietojas Saules tuvumā un. Uzliesmojumus pavada saules vēja “brāzmas”. Eksperimenti starpplanētu stacijās un mākslīgajos Zemes pavadoņos ļāva tieši noteikt saules vēju starpplanētu telpā. Uzliesmojumu laikā un klusas saules vēja aizplūšanas laikā starpplanētu telpā iekļūst ne tikai asinsķermenīši, bet arī magnētiskais lauks, kas saistīts ar kustīgo plazmu.

Zeme gadā no Saules saņem 1,36*10,24 cal siltuma. Salīdzinot ar šo enerģijas daudzumu, atlikušais starojuma enerģijas daudzums, kas sasniedz Zemes virsmu, ir niecīgs. Tādējādi zvaigžņu starojuma enerģija ir simtmiljonā daļa no saules enerģijas, kosmiskais starojums ir divas miljardās, iekšējais siltums Zeme uz tās virsmas ir vienāda ar vienu piecu tūkstošdaļu no saules siltuma.
Saules starojums - saules radiācija- ir galvenais enerģijas avots gandrīz visiem procesiem, kas notiek atmosfērā, hidrosfērā un litosfēras augšējos slāņos.
Saules starojuma intensitātes mērvienība ir siltuma kaloriju skaits, ko 1 minūtē absorbē 1 cm2 absolūti melnas virsmas, kas ir perpendikulāra saules staru virzienam (cal/cm2*min).

Saules starojuma enerģijas plūsma, kas sasniedz Zemes atmosfēru, ir ļoti nemainīga. Tās intensitāti sauc par saules konstanti (Io), un tā ir vidēji 1,88 kcal/cm2 min.
Saules konstantes vērtība svārstās atkarībā no Zemes attāluma no Saules un Saules aktivitātes. Tās svārstības visa gada garumā ir 3,4-3,5%.
Ja saules stari kristu vertikāli visur uz zemes virsmas, tad, ja nebūtu atmosfēras un ar saules konstanti 1,88 cal/cm2*min, katrs kvadrātcentimetrs saņemtu 1000 kcal gadā. Sakarā ar to, ka Zeme ir sfēriska, šī summa tiek samazināta 4 reizes un 1 kv. cm gadā saņem vidēji 250 kcal.
Saules starojuma daudzums, ko saņem virsma, ir atkarīgs no staru krišanas leņķa.
Maksimālo starojuma daudzumu uztver virsma, kas ir perpendikulāra saules staru virzienam, jo ​​šajā gadījumā visa enerģija tiek sadalīta uz laukumu, kura šķērsgriezums ir vienāds ar staru kūļa šķērsgriezumu - a. Kad viens un tas pats staru kūlis krīt slīpi, enerģija tiek sadalīta lielākā laukumā (b sadaļa) un vienības virsma saņem mazāk tās. Jo mazāks ir staru krišanas leņķis, jo mazāka ir saules starojuma intensitāte.
Saules starojuma intensitātes atkarību no staru krišanas leņķa izsaka ar formulu:

I1 = I0 * sin h,

kur I0 ir saules starojuma intensitāte pie vertikālas staru krišanas. Ārpus atmosfēras – saules konstante;
I1 ir saules starojuma intensitāte, kad saules stari krīt leņķī h.
I1 ir tik reižu mazāks par I0, cik šķērsgriezums a ir mazāks par šķērsgriezumu b.
27. attēlā redzams, ka a/b = sin A.
Saules staru krišanas leņķis (Saules augstums) ir vienāds ar 90° tikai platuma grādos no 23°27"Z līdz 23°27"S. (t.i., starp tropiem). Citos platuma grādos tas vienmēr ir mazāks par 90° (8. tabula). Atbilstoši staru krišanas leņķa samazinājumam jāsamazinās arī saules starojuma intensitātei, kas nonāk uz virsmas dažādos platuma grādos. Tā kā Saules augstums nepaliek nemainīgs visu gadu un dienas laikā, virsmas saņemtais saules siltuma daudzums nepārtraukti mainās.

Saules starojuma daudzums, ko saņem virsma, ir tieši saistīts ar atkarībā no saules gaismas iedarbības ilguma.

Ekvatoriālajā zonā ārpus atmosfēras saules siltuma daudzums gada laikā lielas svārstības nepiedzīvo, savukārt augstos platuma grādos šīs svārstības ir ļoti lielas (sk. 9. tabulu). IN ziemas periodsĪpaši nozīmīgas ir atšķirības saules siltuma ieguvē starp augstiem un zemiem platuma grādiem. Vasarā nepārtraukta apgaismojuma apstākļos polārie reģioni saņem maksimālo saules siltuma daudzumu dienā uz Zemes. Vasaras saulgriežu dienā ziemeļu puslodē tas ir par 36% lielāks nekā diennakts siltuma daudzums pie ekvatora. Bet, tā kā diennakts garums pie ekvatora ir nevis 24 stundas (kā šobrīd pie pola), bet 12 stundas, saules starojuma daudzums laika vienībā pie ekvatora saglabājas vislielākais. Saules siltuma diennakts daudzuma vasaras maksimums, kas novērots ap 40-50° platuma grādiem, ir saistīts ar samērā garu dienas garumu (garāku nekā šajā laikā 10-20° platuma grādos) ar ievērojamu saules augstumu virs jūras līmeņa. Ekvatoriālā un polārā reģiona saņemtā siltuma daudzuma atšķirības vasarā ir mazākas nekā ziemā.
Dienvidu puslode vasarā saņem vairāk siltuma nekā ziemeļu puslode, ziemā – otrādi (to ietekmē Zemes attāluma izmaiņas no Saules). Un, ja abu pusložu virsma būtu pilnīgi viendabīga, gada temperatūras svārstību amplitūdas dienvidu puslodē būtu lielākas nekā ziemeļu puslodē.
Saules starojums atmosfērā tiek pakļauts kvantitatīvās un kvalitatīvās izmaiņas.
Pat ideāla, sausa un tīra atmosfēra absorbē un izkliedē starus, samazinot saules starojuma intensitāti. Reālas atmosfēras, kas satur ūdens tvaikus un cietus piemaisījumus, vājinošā ietekme uz saules starojumu ir daudz lielāka nekā ideālai atmosfērai. Atmosfēra (skābeklis, ozons, oglekļa dioksīds, putekļi un ūdens tvaiki) absorbē galvenokārt ultravioletos un infrasarkanos starus. Atmosfēras absorbētā Saules starojuma enerģija tiek pārvērsta cita veida enerģijā: termiskā, ķīmiskā utt. Kopumā absorbcija vājina saules starojumu par 17-25%.
Atmosfēras gāzu molekulas izkliedē starus ar salīdzinoši īsiem viļņiem – violetu, zilu. Tas izskaidro debesu zilo krāsu. Dažādu viļņu garumu starus vienādi izkliedē piemaisījumi. Tāpēc, kad to saturs ir nozīmīgs, debesis iegūst bālganu nokrāsu.
Sakarā ar saules gaismas izkliedi un atstarošanu no atmosfēras, mākoņainās dienās tiek novērota dienas gaisma, ir redzami objekti, kas atrodas ēnā, un rodas krēslas parādība.
Jo garāks ir staru kūļa ceļš atmosfērā, jo lielākam tā biezumam ir jāiziet cauri un jo būtiskāk tiek vājināts saules starojums. Tāpēc līdz ar pacēlumu atmosfēras ietekme uz starojumu samazinās. Saules gaismas ceļa garums atmosfērā ir atkarīgs no Saules augstuma. Ja mēs uztveram saules stara ceļa garumu atmosfērā kā saules augstumu 90° (m), attiecības starp Saules augstumu un staru ceļa garumu atmosfērā būs tādas, kā parādīts tabulā. . 10.

Vispārējo starojuma vājināšanos atmosfērā jebkurā Saules augstumā var izteikt ar Būvē formulu: Im= I0*pm, kur Im ir atmosfērā izmainītā saules starojuma intensitāte zemes virsmā; I0 - saules konstante; m ir staru kūļa ceļš atmosfērā; Saules augstumā 90° tas ir vienāds ar 1 (atmosfēras masa), p ir caurspīdīguma koeficients (daļskaitlis, kas parāda, kāda starojuma daļa sasniedz virsmu pie m=1).
Saules augstumā 90° ar m=1 saules starojuma intensitāte uz zemes virsmas I1 ir p reizes mazāka par Io, t.i., I1=Io*p.
Ja Saules augstums ir mazāks par 90°, tad m vienmēr ir lielāks par 1. Saules stara ceļš var sastāvēt no vairākiem segmentiem, no kuriem katrs ir vienāds ar 1. Saules starojuma intensitāte pie robežas starp pirmais (aa1) un otrais (a1a2) segments I1 acīmredzami ir vienāds ar Io *p, starojuma intensitāte pēc otrā segmenta iziešanas I2=I1*p=I0 p*p=I0 p2; I3=I0p3 utt.

Atmosfēras caurspīdīgums ir mainīgs un atšķiras dažādos apstākļos. Reālās atmosfēras caurspīdīguma attiecība pret ideālās atmosfēras caurspīdīgumu - duļķainības koeficientu - vienmēr ir lielāka par vienu. Tas ir atkarīgs no ūdens tvaiku un putekļu satura gaisā. Palielinoties ģeogrāfiskajam platumam, duļķainības koeficients samazinās: platuma grādos no 0 līdz 20° N. w. tas ir vidēji 4,6 platuma grādos no 40 līdz 50° N. w. - 3,5, platuma grādos no 50 līdz 60° N. w. - 2,8 un platuma grādos no 60 līdz 80° N. w. - 2,0. Mērenajos platuma grādos duļķainības koeficients ziemā ir mazāks nekā vasarā un mazāks no rīta nekā dienā. Tas samazinās līdz ar augstumu. Jo augstāks ir duļķainības koeficients, jo lielāka ir saules starojuma vājināšanās.
Atšķirt saules starojums tiešais, difūzais un kopējais.
Saules starojuma daļa, kas caur atmosfēru nokļūst līdz zemes virsmai, ir tiešais starojums. Daļa no atmosfēras izkliedētā starojuma pārvēršas difūzā starojumā. Visu saules starojumu, kas nonāk uz zemes virsmas, tiešu un izkliedētu, sauc par kopējo starojumu.
Attiecība starp tiešo un difūzo starojumu ievērojami atšķiras atkarībā no mākoņainības, atmosfēras putekļainības, kā arī no Saules augstuma. Pie skaidrām debesīm izkliedētā starojuma īpatsvars nepārsniedz 0,1% zem mākoņainām debesīm, izkliedētais starojums var būt lielāks par tiešo starojumu.
Zemā saules augstumā kopējais starojums gandrīz pilnībā sastāv no izkaisīti. Saules augstumā 50° un skaidrām debesīm izkliedētā starojuma īpatsvars nepārsniedz 10-20%.
Kopējā starojuma vidējo gada un mēneša vērtību kartes ļauj pamanīt galvenos modeļus tā ģeogrāfiskajā izplatībā. Kopējā starojuma gada vērtības tiek sadalītas galvenokārt zonāli. Vislielāko ikgadējo kopējā starojuma daudzumu uz Zemes saņem virsma tropiskajos iekšzemes tuksnešos (Austrumsahāra un Arābijas centrālajā daļā). Manāmu kopējā starojuma samazināšanos pie ekvatora izraisa augsts gaisa mitrums un stipri mākoņi. Arktikā kopējais starojums ir 60-70 kcal/cm2 gadā; Antarktīdā, pateicoties biežai skaidrām dienām un lielākai atmosfēras caurspīdīgumam, tas ir nedaudz augstāks.

Jūnijā vislielāko starojuma daudzumu saņem ziemeļu puslode un jo īpaši iekšzemes tropiskie un subtropu reģioni. Saules starojuma apjomi, ko virsma saņem ziemeļu puslodes mērenajos un polārajos platuma grādos, atšķiras maz, galvenokārt tāpēc, ka polārajos reģionos ir ilgs diennakts garums. Zonējums kopējā starojuma sadalījumā iepriekš. kontinentos ziemeļu puslodē un dienvidu puslodes tropiskajos platuma grādos gandrīz nav izteikts. Tas labāk izpaužas ziemeļu puslodē virs okeāna un ir skaidri izteikts dienvidu puslodes ekstratropiskajos platuma grādos. Dienvidu polārā loka tuvumā kopējais saules starojums tuvojas 0.
Decembrī lielākais radiācijas daudzums nonāk dienvidu puslodē. Augstā Antarktīdas ledus virsma ar augstu gaisa caurspīdīgumu jūnijā saņem ievērojami lielāku kopējo starojumu nekā Arktikas virsma. Tuksnešos ir daudz karstuma (kalahari, lielais austrālietis), taču dienvidu puslodes lielākās okeāniskās dabas dēļ (augsta gaisa mitruma un mākoņainības ietekme) siltuma daudzums šeit ir nedaudz mazāks nekā jūnijā plkst. tie paši ziemeļu puslodes platuma grādi. Ziemeļu puslodes ekvatoriālajos un tropiskajos platuma grādos kopējais starojums mainās salīdzinoši maz, un tā izplatības zonalitāte ir skaidri izteikta tikai uz ziemeļiem no ziemeļu tropu. Palielinoties platuma grādiem, kopējais starojums samazinās diezgan ātri, tā nulles izolīna atrodas nedaudz uz ziemeļiem no polārā loka.
Kopējais saules starojums, kas skar Zemes virsmu, daļēji tiek atspoguļots atpakaļ atmosfērā. Tiek saukta no virsmas atstarotā starojuma daudzuma attiecība pret starojuma daudzumu, kas krīt uz šo virsmu albedo. Albedo raksturo virsmas atstarošanas spēju.
Zemes virsmas albedo ir atkarīgs no tās stāvokļa un īpašībām: krāsas, mitruma, raupjuma utt. Svaigi uzkritušam sniegam ir vislielākā atstarošanās spēja (85-95%). Mierīga ūdens virsma, kad uz tās vertikāli krīt saules stari, atspīd tikai 2-5%, un, kad saule ir zemu, gandrīz visi uz tās krītošie stari (90%). Sausa melnzemju albedo - 14%, slapjš - 8, mežs - 10-20, pļavu veģetācija - 18-30, virszemes smilšains tuksnesis- 29-35, jūras ledus virsma - 30-40%.
Ledus virsmas lielais albedo, īpaši klāts ar tikko uzkritušu sniegu (līdz 95%), ir iemesls zemām temperatūrām polārajos reģionos vasarā, kad tur ir ievērojams saules starojuma pieplūdums.
Zemes virsmas un atmosfēras starojums. Jebkurš ķermenis, kura temperatūra pārsniedz absolūto nulli (vairāk nekā mīnus 273°), izstaro starojuma enerģiju. Melna ķermeņa kopējā emisijas spēja ir proporcionāla tā absolūtās temperatūras (T) ceturtajai pakāpei:
E = σ*T4 kcal/cm2 minūtē (Stefana-Bolcmaņa likums), kur σ ir nemainīgs koeficients.
Jo augstāka ir izstarojošā ķermeņa temperatūra, jo īsāks ir izstaroto nm staru viļņa garums. Karstā saule sūta kosmosā īsviļņu starojums. Zemes virsma, absorbējot īsviļņu saules starojumu, uzsilst un kļūst arī par starojuma (zemes starojuma) avotu. Bet, tā kā zemes virsmas temperatūra nepārsniedz vairākus desmitus grādu, tā garo viļņu starojums, neredzams.
Zemes starojumu lielā mērā aiztur atmosfēra (ūdens tvaiki, oglekļa dioksīds, ozons), bet stari ar viļņa garumu 9-12 mikroni brīvi izplūst ārpus atmosfēras, un tāpēc Zeme zaudē daļu siltuma.
Atmosfēra, absorbējot daļu no caur to ejošā saules starojuma un vairāk nekā pusi no Zemes radiācijas, pati izstaro enerģiju gan kosmosā, gan uz zemes virsmu. Atmosfēras starojumu, kas vērsts pret zemes virsmu pret zemes virsmu, sauc pretstarojumam.Šis starojums, tāpat kā zemes starojums, ir garu viļņu un neredzams.
Atmosfērā ir divas garo viļņu starojuma plūsmas - starojums no Zemes virsmas un starojums no atmosfēras. Atšķirību starp tām, kas nosaka faktiskos siltuma zudumus pēc zemes virsmas, sauc efektīvs starojums. Jo augstāka ir izstarojošās virsmas temperatūra, jo lielāks ir efektīvais starojums. Gaisa mitrums samazina efektīvo starojumu, un mākoņi to ievērojami samazina.
Vislielākie efektīvā starojuma apjomi gadā tiek novēroti tropu tuksnešos – 80 kcal/cm2 gadā – augstās virsmas temperatūras, sausā gaisa un skaidrās debesis dēļ. Pie ekvatora ar augstu gaisa mitrumu efektīvais starojums ir tikai aptuveni 30 kcal/cm2 gadā, un tā vērtība zemei ​​un okeānam atšķiras ļoti maz. Zemākais efektīvais starojums polārajos reģionos. Mērenā platuma grādos zemes virsma zaudē apmēram pusi no siltuma daudzuma, ko tā saņem no kopējā starojuma absorbcijas.
Atmosfēras spēju pārraidīt Saules īsviļņu starojumu (tiešo un difūzo starojumu) un aizturēt garo viļņu starojumu no Zemes sauc par siltumnīcas efektu. Pateicoties siltumnīcas efektam, zemes virsmas vidējā temperatūra ir +16°, atmosfēras neesamības gadījumā tā būtu -22° (par 38° zemāka).
Radiācijas līdzsvars (atlikušais starojums). Zemes virsma vienlaikus saņem starojumu un atbrīvo to. Radiācijas pieplūdums sastāv no kopējā saules starojuma un pretstarojuma no atmosfēras. Patēriņš ir saules gaismas atstarojums no virsmas (albedo) un paša zemes virsmas starojums. Atšķirība starp ienākošo un izejošo starojumu radiācijas līdzsvars, vai atlikušais starojums. Radiācijas bilances vērtību nosaka vienādojums

R = Q*(1-α) - I,

kur Q ir kopējais saules starojums, kas nonāk uz virsmas vienību; α - albedo (frakcija); I - efektīvs starojums.
Ja ienākumi ir lielāki par plūsmu, radiācijas bilance ir pozitīva, ja ienākumi ir mazāki par plūsmu, bilance ir negatīva. Naktīs visos platuma grādos radiācijas bilance ir negatīva, dienā pirms pusdienlaika visur pozitīva, izņemot augstos platuma grādus ziemā; pēcpusdienā - atkal negatīvs. Vidēji dienā radiācijas bilance var būt pozitīva vai negatīva (11. tabula).


Zemes virsmas radiācijas bilances gada summu kartē ir redzamas krasas izolīnu stāvokļa izmaiņas, tām virzoties no sauszemes uz okeānu. Parasti okeāna virsmas radiācijas bilance pārsniedz sauszemes radiācijas bilanci (albedo un efektīvā starojuma ietekme). Radiācijas bilances sadalījums parasti ir zonāls. Okeānā tropiskajos platuma grādos radiācijas bilances gada vērtības sasniedz 140 kcal/cm2 (Arābijas jūrā) un uz peldošā ledus robežas nepārsniedz 30 kcal/cm2. Atkāpes no radiācijas bilances zonālā sadalījuma uz okeānu ir nenozīmīgas, un tās izraisa mākoņainības sadalījums.
Uz zemes ekvatoriālajos un tropiskajos platuma grādos radiācijas bilances gada vērtības svārstās no 60 līdz 90 kcal/cm2 atkarībā no mitruma apstākļiem. Lielākie gada radiācijas bilances apjomi vērojami tajos apgabalos, kur albedo un efektīvā radiācija ir salīdzinoši zema (tropu lietus meži, savannas). To vērtības ir viszemākās ļoti mitrās (augsta mākoņainība) un ļoti sausās (augsta efektīva starojuma) zonās. Mērenā un augstajā platuma grādos radiācijas bilances gada vērtība samazinās, palielinoties platumam (kopējā starojuma samazināšanās efekts).
Gada starojuma daudzumi bilances pāri centrālie reģioni Antarktīda ir negatīva (vairākas kalorijas uz 1 cm2). Arktikā šo daudzumu vērtības ir tuvu nullei.
Jūlijā ievērojamā dienvidu puslodes daļā zemes virsmas radiācijas bilance ir negatīva. Nulles līdzsvara līnija iet no 40 līdz 50° S. w. Radiācijas bilances augstākā vērtība tiek sasniegta uz Okeāna virsmas ziemeļu puslodes tropiskajos platuma grādos un dažu iekšējo jūru, piemēram, Melnās jūras, virsmā (14-16 kcal/cm2 mēnesī).
Janvārī nulles līdzsvara līnija atrodas starp 40 un 50° N. w. (pār okeāniem tas nedaudz paceļas uz ziemeļiem, pāri kontinentiem nolaižas uz dienvidiem). Nozīmīgai ziemeļu puslodes daļai ir negatīvs radiācijas bilance. Radiācijas bilances augstākās vērtības attiecas tikai uz dienvidu puslodes tropiskajiem platuma grādiem.
Vidēji gadā zemes virsmas radiācijas bilance ir pozitīva. Šajā gadījumā virsmas temperatūra nepaaugstinās, bet paliek aptuveni nemainīga, kas izskaidrojams tikai ar nepārtrauktu liekā siltuma patēriņu.
Atmosfēras radiācijas bilanci veido tā absorbētais saules un zemes starojums, no vienas puses, un atmosfēras starojums, no otras puses. Tas vienmēr ir negatīvs, jo atmosfēra absorbē tikai nelielu saules starojuma daļu un izstaro gandrīz tikpat daudz kā virsma.
Virsmas un atmosfēras radiācijas bilance kopā uz visu Zemi gadā vidēji ir nulle, bet platuma grādos tas var būt gan pozitīvs, gan negatīvs.
Šāda starojuma bilances sadalījuma sekām vajadzētu būt siltuma pārnesei virzienā no ekvatora uz poliem.
Siltuma bilance. Radiācijas līdzsvars ir vissvarīgākā siltuma bilances sastāvdaļa. Virsmas siltuma bilances vienādojums parāda, kā ienākošā saules starojuma enerģija tiek pārveidota uz zemes virsmas:

kur R ir starojuma bilance; LE - siltuma patēriņš iztvaikošanai (L - latentais iztvaikošanas siltums, E - iztvaikošana);
P - turbulenta siltuma apmaiņa starp virsmu un atmosfēru;
A - siltuma apmaiņa starp augsnes vai ūdens virsmu un apakšējiem slāņiem.
Virsmas radiācijas bilanci uzskata par pozitīvu, ja virsmas absorbētais starojums pārsniedz siltuma zudumus, un par negatīvu, ja tas tos nepapildina. Visi pārējie siltuma bilances nosacījumi tiek uzskatīti par pozitīviem, ja tie rada siltuma zudumus no virsmas (ja tie atbilst siltuma patēriņam). Jo. visi vienādojuma nosacījumi var mainīties, termiskais līdzsvars tiek pastāvīgi izjaukts un atkal tiek atjaunots.
Iepriekš apskatītais virsmas siltuma bilances vienādojums ir aptuvens, jo tajā nav ņemti vērā daži nelieli, bet īpašos apstākļos svarīgi faktori, kas kļūst svarīgi, piemēram, siltuma izdalīšanās sasalšanas laikā, tā patēriņš atkausēšanai utt.
Atmosfēras termisko bilanci veido atmosfēras radiācijas bilance Ra, no virsmas nākošais siltums, Pa, kondensācijas laikā atmosfērā izdalītais siltums, LE un horizontālā siltuma pārnese (advekcija) Aa. Atmosfēras radiācijas bilance vienmēr ir negatīva. Siltuma pieplūdums mitruma kondensācijas rezultātā un turbulentās siltuma pārneses apjoms ir pozitīvs. Siltuma advekcija vidēji gadā noved pie tā pārnešanas no zemiem platuma grādiem uz augstiem platuma grādiem: tātad tas nozīmē siltuma zudumus zemos platuma grādos un siltuma pieaugumu augstos platuma grādos. Ilgtermiņa atvasinājumā atmosfēras termisko līdzsvaru var izteikt ar vienādojumu Ra=Pa+LE.
Virsmas un atmosfēras siltuma bilance kopā kopumā ir vienāda ar 0 ilgtermiņā vidēji (35. att.).

Saules starojuma daudzums, kas gadā nonāk atmosfērā (250 kcal/cm2), tiek pieņemts par 100%. Saules starojums, iekļūstot atmosfērā, daļēji atstarojas no mākoņiem un iziet atpakaļ ārpus atmosfēras - 38%, daļēji absorbēts atmosfērā - 14% un daļēji tieša saules starojuma veidā sasniedz zemes virsmu - 48%. No 48%, kas sasniedz virsmu, 44% tas absorbē, un 4% tiek atstaroti. Tādējādi Zemes albedo ir 42% (38+4).
Zemes virsmas absorbētais starojums tiek patērēts šādi: 20% tiek zaudēti ar efektīvu starojumu, 18% tiek tērēti iztvaikošanai no virsmas, 6% tiek tērēti gaisa sildīšanai turbulentās siltuma apmaiņas laikā (kopā 24%). Siltuma patēriņš virsmā līdzsvaro tā ienākšanu. Atmosfēras (14% tieši no Saules, 24% no zemes virsmas) saņemtais siltums kopā ar Zemes efektīvo starojumu tiek novirzīts kosmosā. Zemes albedo (42%) un radiācija (58%) līdzsvaro saules starojuma ievadi atmosfērā.

Pudovkins O.L. Saules uzbūve un elektromagnētiskais starojums 0 Maskava, 2014.g

Pudovkins O.L. Saules struktūra un elektromagnētiskais starojums Maskava, 2014 1

UDC 52 + 55 Pudovkin O.L. Saules uzbūve un elektromagnētiskais starojums. – Atvērta elektroniskās publicēšanas platforma SPUBLER. Publicēšanas datums: 2014-08-17. - 22 s. Tiek prezentēts nepieciešamais Zemes attālās izpētes kosmosa sistēmu izstrādātājiem un kosmosa informācijas lietotājiem. Galvenā informācija par tēmu par Saules elektromagnētisko starojumu. Saules uzbūve un tajā notiekošo procesu fizikālā bāze, starojuma enerģētiskās un spektrālās īpašības tiek aplūkotas saistībā ar ITU, IEEE un GOST 24375-80 pieņemtajām frekvenču diapazonu klasifikācijas tabulām. Pudovkins Oļegs Leonidovičs. Zinātniskās intereses šādās jomās: sistēmu analīze, sistēmu un vadības teorija, tehnogēnie un kosmogēnie kosmosa atkritumi, starptautiskās kosmosa tiesības, ģeofizika, globālās kosmosa sakaru un navigācijas sistēmas, projektu vadība. Vairāk nekā 100 zinātnisku publikāciju un 8 monogrāfijas. Tehnisko zinātņu doktors, Kosmonautikas akadēmijas un Militāro zinātņu akadēmijas loceklis. Kosmosa nozarē kopš 1968. gada: VIKA im. A.F. Mozhaisky, Krievijas Federācijas Aizsardzības ministrijas Vadības un mērīšanas komplekss, Stratēģisko raķešu spēku zinātniskā un tehniskā komiteja, Kosmosa spēku militāri zinātniskā komiteja; Viceprezidents, galvenais dizaineris, padomnieks kosmosa nozares organizācijām; Skolkovo fonda kosmosa klastera eksperts. Tehnisko zinātņu doktors Pudovkins O.L. e-pasts: [aizsargāts ar e-pastu] 2

1. Saules uzbūve Saule ir Zemei tuvākā zvaigzne, kas atrodas 8,32 ± 0,16 gaismas minūšu attālumā no mums. Visas pārējās zvaigznes atrodas daudz tālāk. Mums tuvākā zvaigzne ir Proxima Centauri [no. lat roxima — tuvākais] ir Alfa Centauri zvaigžņu sistēmai piederošs sarkanais punduris, kas atrodas 4,2421 ± 0,0016 gaismas gadu attālumā, kas ir 270 000 reižu lielāks par attālumu no Zemes līdz Saulei. Pēc izmēra Saule pieder pie tipiskām zvaigznēm - spektrālās klases G2 punduriem saskaņā ar Hercprunga-Rasela diagrammu. Tas nozīmē, ka saules gaisma, ko esam pieraduši uztvert kā baltu, patiesībā ir nedaudz dzeltenīga. Saule tiek noņemta no Zemes vidēji 149 597 870 km attālumā. Tā kā šis attālums ir vissvarīgākā skala Saules sistēmā, tā tiek pieņemta kā viena no attāluma mērīšanas pamatvienībām astronomijā un tiek saukta par astronomisko vienību (au, AU). SI sistēmā 1 au = 149 597 870 700 m Saule ir centrālais ķermenis Saules sistēma, tajā ir koncentrēti vairāk nekā 99,86% no tā kopējās masas. Tiek uzskatīts, ka planētas un Saule radās pirms 4-5 miljardiem gadu no milzu gāzes un putekļu miglāja. Tajā pašā laikā Saule absorbēja lielāko masas daļu, kas šobrīd ir aptuveni 2 × 1027 tonnas, kas ir 333 tūkstoši reižu lielāka par Zemes masu un 743 reizes lielāka par visu planētu masu kopā. Saules vielas ķīmiskajā sastāvā dominē ūdeņradis – 72% un hēlijs – 26% no Saules masas. Nedaudz mazāk par procentu ir skābeklis, 0,4% ir ogleklis un aptuveni 0,1% ir neons. Ja izsakām šīs attiecības ar atomu skaitu, izrādās, ka uz miljonu ūdeņraža atomu ir 98 000 hēlija atomu, 850 skābekļa atomi, 360 oglekļa atomi, 120 neona atomi, 110 slāpekļa atomi, kā arī 40 dzelzs un silīcija atomi. Zinot attālumu līdz Saulei un tās šķietamo leņķa rādiusu, ir viegli noteikt, ka Saule ir 109 reizes vairāk nekā Zeme, un tā rādiuss sasniedz 696 tūkstošus kilometru. Līdz ar to Saules tilpums ir vairāk nekā 1 300 000 reižu lielāks par Zemes tilpumu, un tāpēc vidējais blīvums izrādās gandrīz 4 reizes mazāks nekā Zemes un ir aptuveni 1,4 g/cm3. Pēc zemes standartiem Saules spožums ir milzīgs un sasniedz 3,85 × 1023 kW. Pat nenozīmīga saules enerģijas daļa, kas apstaro zemeslodi (un tā ir aptuveni viena desmitmiljardā daļa), tās jauda ir desmitiem tūkstošu reižu lielāka nekā visu pasaules spēkstaciju kopējā jauda. Saules staru enerģija, kas krīt uz tiem perpendikulāri 1 m2 lielu laukumu uz Zemes, varētu likt darboties dzinējam ar jaudu 1,4 kW, un 1 m2 Saules atmosfēras izstaro enerģiju ar jaudu 60 mW. 1. attēls – Saules uzbūve. Saule sastāv no iekšējiem slāņiem - kodolreakciju zonas, starojuma enerģijas pārneses zonas un konvekcijas zonas, kā arī atmosfēras, ieskaitot fotosfēru, hromosfēru un koronu, kas pārvēršas saules vējā. 3

1.1. Saules iekšējie slāņi Pagājušā gadsimta teorētiskie pētījumi, ko apstiprina pēdējo desmitgažu eksperimentālie dati, ir parādījuši, ka Saules iekšējie (ne tieši novērojamie) slāņi sastāv no trim galvenajām daļām, kuru dziļums ir aptuveni vienāds: kodolreakciju zonas. ; starojuma enerģijas pārneses zona; konvektīvā zona. Kodolreakciju zonai (centrālā daļa, kodols) ir raksturīgas maksimālās temperatūras, spiediena un vielas blīvuma vērtības, ko saspiež gravitācijas spēks un pastāvīgi karsē kodoltermisko reakciju enerģija. Tiek uzskatīts, ka Saules kodols sniedzas no Saules centra līdz aptuveni 175 000 km (apmēram 0,2 Saules rādiusu) un ir Saules karstākā daļa. Temperatūra Saules kodolā ir aptuveni 15 000 000 K (salīdzinājumam: Saules virsmas temperatūra hromosfērā ir aptuveni 60 000 K). Kodola blīvums ir 150 000 kg/m³, kas ir 150 reizes lielāks nekā ūdens blīvums uz Zemes. SOHO kosmosa kuģa iegūto datu analīze parādīja, ka kodolā Saules rotācijas ātrums ap savu asi ir daudz lielāks nekā uz virsmas. 2. attēls – SOHO Saules un Heliosfēras observatorija, observatorijas kods “249”] – kosmosa kuģis Saules novērošanai. Kopīgs projekts starp ESA un NASA. Palaists 1995. gada 2. decembrī plkst. 08:08:000 UTC, starptautiskais apzīmējums 1995-065A, palaists Zemes-Saules sistēmas L1 Lagrandža punktā, sāka darboties 1996. gada maijā. Kodolā notiek protonu-protonu kodoltermiskā reakcija, kuras rezultātā no diviem dabiskajiem hēlija izotopiem 4 He veidojas no četriem protoniem, kas veido aptuveni 99,999863% no visa uz Zemes esošā hēlija tilpuma. . Tajā pašā laikā katru sekundi enerģijā tiek pārvērsti 4,26 miljoni tonnu vielas (3,6 1038 protoni), taču šī vērtība ir niecīga, salīdzinot ar Saules masu - 2 1027 tonnas. Laiks, pēc kura Saule iztērēs savu “degvielu” un apstāsies kodoltermiskā reakcija, tiek lēsts pēc 6 miljardiem gadu. Saules kodola jauda ir 380 jovati (1 IW = 1024 W), kas ir līdzvērtīga 9,1 1010 megatonu trotila detonācijai sekundē. Zināms, ka jaudīgākā enerģijas iekārta, ko jebkad ir iedarbinājuši cilvēki, bija padomju “cara bumba” (projekta kodētais nosaukums ir “Ivans”), kas eksplodēja 1961. gada 30. oktobrī Novaja Zemļa. Tā jauda bija 50 megatonnas, kas atbilst 5,3 IW jeb apmēram vienam procentam no saules enerģijas, kas izdalās vienā sekundē. Kodols ir vienīgā vieta uz Saules, kur enerģija un siltums rodas kodoltermiskās reakcijas rezultātā, pārējā zvaigzne tiek uzkarsēta ar šo enerģiju. Visa pamata enerģija 4

secīgi iziet cauri slāņiem līdz fotosfērai, no kuras tas tiek izstarots saules gaismas un kinētiskās enerģijas veidā. Augstas enerģijas fotoniem (gamma stariem un rentgena stariem) virzoties uz Saules virsmu, tie izkliedē daļu enerģijas slāņos, kas ir mazāk enerģētiski nekā kodols. Aplēses par "fotonu tranzīta laiku" svārstās no 40 000 gadu līdz 50 miljoniem gadu. Katrs gamma stars no Saules kodola tiek pārvērsts vairākos miljonos redzamu fotonu, kas izstaro no tā virsmas. Starojuma enerģijas pārneses zona (starojuma zona, starojuma zona) ir kodolenerģijas pārneses zona, izmantojot atsevišķu atomu starojumu, kas pastāvīgi absorbē un izstaro to visos virzienos. Zona atrodas tieši virs saules kodola, aptuveni 0,2-0,25 līdz 0,7 saules rādiusu attālumā no tās centra. Par zonas apakšējo robežu tiek uzskatīta līnija, zem kuras notiek kodolreakcijas, augšējā robeža ir robeža, virs kuras sākas vielas aktīva sajaukšanās (konvektīvā zona). Temperatūras starpība ir no 7 000 0000 K līdz 2 000 0000 K. Ūdeņradis radiācijas pārneses zonā tiek saspiests tik cieši, ka blakus esošie protoni nevar apmainīties vietām, kas ļoti apgrūtina enerģijas pārnesi, sajaucot vielu. Papildu šķēršļus vielas sajaukšanai rada zemais temperatūras pazemināšanās ātrums, tai pārvietojoties no apakšējiem slāņiem uz augšējiem slāņiem, kas ir saistīts ar ūdeņraža augsto siltumvadītspēju. Arī tiešs starojums uz āru nav iespējams, jo ūdeņradis ir necaurredzams kodolsintēzes reakcijas laikā radītajam starojumam. Enerģijas pārnešana papildus siltuma pārnesei notiek arī atsevišķu daļiņu slāņu secīgā fotonu absorbcijā un emisijā. Sakarā ar to, ka izstarotā fotona enerģija vienmēr ir mazāka par absorbētā fotona enerģiju, starojuma spektrālais sastāvs mainās, ejot cauri starojuma zonai. Ja zonas ieejā visu starojumu attēlo ārkārtīgi īsviļņu gamma starojums, tad, izejot no starojuma zonas, starojuma gaismas plūsma ir “maisījums”, kas aptver gandrīz visus viļņu garumus, arī redzamo. Konvektīvā zona sākas 0,3 rādiusu dziļumā un stiepjas līdz pat Saules virsmai (vai drīzāk, tās atmosfērai). Tās apakšējā daļa ir uzkarsēta līdz 2 000 000 K, savukārt ārējās robežas temperatūra nesasniedz 60 000 K. Konvekcijas būtība uz Saules ir tāda, ka blīvāka gāze tiek sadalīta pa virsmu, atdziest uz tās un pēc tam atkal steidzas uz centrs. Tādējādi Saules konvektīvajā zonā notiek pastāvīgs sajaukšanās process. Tiek uzskatīts, ka tajā kustīgās plazmas plūsmas dod galveno ieguldījumu Saules magnētiskā lauka veidošanā. Konvekcijas zonas masa ir tikai divi procenti no Saules masas. Pie apakšējās robežas plazmas blīvums ir vienāds ar 0,2 ūdens blīvumu, un, nonākot saules atmosfērā, tas samazinās līdz 0,0001 zemes gaisa blīvumam virs jūras līmeņa. Konvektīvās zonas viela pārvietojas ļoti sarežģīti. No dzīlēm paceļas spēcīgas, bet lēnas karstas plazmas straumes ar diametru simts tūkstošu kilometru, kuru ātrums nepārsniedz dažus centimetrus sekundē. Pret tiem nolaižas ne tik spēcīgas, mazāk sakarsētas plazmas strūklas, kuru ātrums jau mērāms metros sekundē. Vairāku tūkstošu kilometru dziļumā augošā augstas temperatūras plazma tiek sadalīta milzu šūnās, no kurām lielākās lineārie izmēri ir aptuveni 30-35 tūkstoši kilometru un tiek sauktas par supergranulām. Tuvāk virsmai veidojas mezogranulas ar raksturīgo izmēru aptuveni 5000 kilometru, un vēl tuvāk virsmai veidojas 3-4 reizes mazākas granulas. Atkarībā no izmēra granulas dzīvo no vienas dienas līdz stundas daļai. Kad šie kolektīvās plazmas kustības produkti sasniedz Saules virsmu, tos var viegli novērot caur teleskopu ar īpašu filtru. 5

1.2. Saules atmosfēra Saules atmosfēra attiecas uz tās trim ārējiem slāņiem – fotosfēru, hromosfēru un koronu. Korona pārvēršas saules vējā. Slāņi atrodas virs konvekcijas zonas un sastāv galvenokārt (pēc atomu skaita) no ūdeņraža, hēlija - 10%, oglekļa, slāpekļa un skābekļa - 0,0001%, metāliem kopā ar visiem pārējiem ķīmiskajiem elementiem - 0,00001%. Dziļākais no ārējiem slāņiem ir fotosfēra, ko bieži nepareizi sauc par "Saules virsmu", lai gan gāzveida sfēriskam ķermenim nevar būt virsmas. Tika panākta vienošanās, ka ar Saules rādiusu tiks saprasts attālums no centra līdz slānim ar minimālo temperatūras vērtību. Fotosfēra [tulkojumā no grieķu valodas - "gaismas sfēra"] ir zvaigznes atmosfēras slānis, šķietamā Saules virsma. Fotosfērā veidojas nepārtraukts optiskā starojuma spektrs, kas mūs sasniedz. Saules fotosfēras biezums ir aptuveni 500 km. Saulei temperatūra fotosfērā samazinās līdz ar augstumu no 8 000 līdz 10 000 K līdz minimālajai temperatūrai uz Saules aptuveni 43 000 K. Fotosfēras blīvums svārstās no 10-8 līdz 10-9 g/cm3 (daļiņa koncentrācija no 1015 līdz 1016 cm-3), spiediens ir aptuveni 0,1 atmosfēra. Šādos apstākļos visi atomi ar zemu jonizācijas potenciālu (piemēram, Na, K, Ca) izrādās jonizēti. Pārējie elementi, tostarp ūdeņradis, kura jonizācijas enerģija ir aptuveni 13,6 eV (2,18·10−18 J), pārsvarā paliek neitrālā stāvoklī, tāpēc fotosfēra ir vienīgais slānis uz Saules, kurā ūdeņradis ir gandrīz neitrāls. Saules fotosfēras virsmu klāj granulas, kuru izmērs ir no 200 līdz 2000 km, to pastāvēšanas ilgums ir no 1 līdz 10 minūtēm. Granulas ir konvektīvo šūnu virsotnes, kas veidojas konvekcijas zonā. Galvenais saules gaismas avots ir fotosfēras apakšējais slānis, kas atrodas 150 km attālumā. Gar slāņa biezumu plazmas temperatūra pazeminās no 64000 līdz 44000 K, savukārt pastāvīgi parādās temperatūras pazemināšanās reģioni līdz 37000 K, kas spīd vājāk un tiek konstatēti tumšu plankumu veidā. To skaits mainās atkarībā no 11 gadu perioda, taču tie nekad neaizsedz vairāk par 0,5% no saules diska. 3. attēls — Saules plankumu grupa, ko redzamā gaismā nofotografējis kosmosa kuģis HINODE-3, 2006. gada decembris. Hromosfēra [no citas grieķu val. χρομα - krāsa, σφαίρα - bumba, sfēra) - Saules ārējais apvalks, apmēram 2000 km biezs, kas ieskauj fotosfēru. Šīs Saules atmosfēras daļas nosaukuma izcelsme ir saistīta ar tās sarkanīgo krāsu, ko izraisa fakts, ka hromosfēras redzamajā spektrā dominē sarkanā H-alfa ūdeņraža emisijas līnija no Balmer sērijas. Hromosfēras augšējai robežai nav izteiktas gludas virsmas, ko sauc par spikulām. 6

Spikula ir Saules hromosfēras smalkās struktūras galvenais elements. Ja jūs novērojat Saules ekstremitāti noteiktas un stingri nemainīgas frekvences gaismā, tad spikulas būs redzamas kā gaismas gāzes kolonnas, diezgan plānas Saules mērogā ar diametru aptuveni 1000 km. Šīs kolonnas vispirms paceļas no apakšējās hromosfēras līdz 5000–10 000 km un pēc tam nokrīt atpakaļ, kur tās izgaist. Tas viss notiek ar ātrumu aptuveni 20 000 m/s. Spicula dzīvo 5-10 minūtes. Vienlaicīgi uz Saules esošo spicu skaits pārsniedz desmitiem tūkstošu un var sasniegt pat miljonu. Hromosfēras tīkls praktiski sastāv no tiem. Hromosfēras temperatūra paaugstinās līdz ar augstumu no 40 000 K līdz 20 0000 K. Hromosfēras blīvums ir zems, tāpēc spilgtums ir nepietiekams novērošanai normālos apstākļos. Taču pilnīga Saules aptumsuma laikā, kad Mēness pārklāj spožo fotosfēru, virs tā esošā hromosfēra kļūst redzama un mirdz sarkanā krāsā. To var novērot arī jebkurā laikā, izmantojot īpašus šaurjoslas optiskos filtrus. Papildus jau pieminētajai H-alfa līnijai ar viļņa garumu 656,3 nm, filtru var noregulēt arī uz Ca II K (393,4 nm) un Ca II H (396,8 nm) līnijām. Galvenās hromosfēras struktūras, kas redzamas šajās līnijās: hromosfēras tīkls, kas aptver visu Saules virsmu un sastāv no līnijām, kas aptver supergranulu šūnas, kuru diametrs ir līdz 30 tūkstošiem km; flocculi – viegli mākoņiem līdzīgi veidojumi, kas visbiežāk norobežojas apgabalos ar spēcīgu magnētisko lauku – aktīviem apgabaliem, kas ieskauj saules plankumus; šķiedras un šķiedras (fibrillas) ir dažāda platuma un apjoma tumšas līnijas, piemēram, flokuli, kas bieži sastopami aktīvos reģionos. 4. attēlā – Saules aptumsums 1999. gada 11. augustā. Hromosfēra ir redzama kā plāna sarkana svītra ap disku, vainags kā apgabals. Korona ir pēdējais Saules ārējais apvalks. Koronu galvenokārt veido izvirzījumi un enerģiski izvirdumi, kas izplūst un izplūst kosmosā vairākus simtus un pat vairāk nekā miljonu kilometru, veidojot saules vēju. Koronas vidējā temperatūra svārstās no 1 000 000 K līdz 2 000 000 K, bet maksimālā dažos apgabalos svārstās no 8 000 000 K līdz 20 000 000 K. Neskatoties uz tik augstu temperatūru, to var redzēt kails. acs tikai pilnīga saules aptumsuma laikā, jo matērijas blīvums vainagā ir zems un līdz ar to arī spilgtums. Koronas forma mainās atkarībā no Saules aktivitātes cikla fāzes: maksimālās aktivitātes periodos tā ir noapaļota forma, un tā minimums ir izstiepta gar Saules ekvatoru. Tā kā koronas temperatūra ir ļoti augsta, tā izstaro intensīvu starojumu ultravioletā un rentgena diapazonā. Šie starojumi neiziet cauri zemes atmosfērai, bet tiek pētīti, izmantojot kosmosa kuģus. Radiācija dažādās vainaga zonās notiek nevienmērīgi. 7

Ir karsti aktīvi un klusi reģioni, kā arī korona caurumi ar salīdzinoši zemu 600 000 K temperatūru, no kuriem kosmosā izplūst magnētiskā lauka līnijas. Šī “atvērtā” magnētiskā konfigurācija ļauj daļiņām netraucēti atstāt Sauli, tāpēc saules vējš izplūst galvenokārt no koronālajiem caurumiem. Saules vainaga redzamais spektrs sastāv no trim dažādiem komponentiem, ko sauc par L, K un F komponentiem (vai attiecīgi L-koronu, K-koronu un F-koronu; cits L komponentu nosaukums ir E. -korona). K komponents ir nepārtraukts koronas spektrs. Uz tā fona līdz 9-10′ augstumam no Saules redzamās malas ir redzama emisijas L-komponente. Sākot no aptuveni 3 collu augstuma (Saules leņķiskais diametrs ir aptuveni 30 collas) un augstāk, ir redzams Fraunhofera spektrs, kas ir tāds pats kā fotosfēras spektrs. Tas veido Saules vainaga F komponentu. 20" augstumā vainaga spektrā dominē F komponents. 9"-10" augstums tiek ņemts par robežu, kas atdala iekšējo vainagu no ārējās vainaga. Saules vējš izplūst no koronas ārējās daļas. Saules korona un ir jonizētu daļiņu (galvenokārt protonu, elektronu un α-daļiņu) plūsma, kas, pakāpeniski samazinoties blīvumam, izplatās līdz heliosfēras robežām, saules vējš ir sadalīts divās daļās - lēnajā saules vējā un ātrā saules vēja ātrums ir aptuveni 400 km/s un temperatūra ir 1,4 6 - 1,6 · 106 0K, un tā ātrums ir aptuveni 750 km/s, temperatūra 8·105 0K, un pēc sastāva ir līdzīga fotosfēras vielai. Lēnais saules vējš ir divreiz blīvāks un mazāk nemainīgs struktūra ar turbulences apgabaliem Vidēji Saule izstaro aptuveni 1,3 × 1036 daļiņas. šis tips starojums sasniedz 2-3·10-14 saules masas gadā. Tas ir līdzvērtīgs Zemes masas zudumam 150 miljonu gadu laikā. Daudzas dabas parādības uz Zemes ir saistītas ar traucējumiem, ko izraisa saules vējš, tostarp ģeomagnētiskās vētras un polārblāzmas. 2. Saules elektromagnētiskā starojuma spektrs Saule rada un izplata kosmosā divas galvenās enerģijas plūsmas – elektromagnētisko starojumu (saules starojumu, starojuma enerģiju) un korpuskulāro starojumu (saules vēju). Starojums, kas izplūst no Saules centrālā apgabala, virzoties uz ārējām sfērām, tiek pārkārtots no īsviļņa uz garo viļņu. Ja centrā atrodas gamma starojums un rentgena stari, tad Saules zemeslodes vidējos slāņos dominē ultravioletie stari, un Saules izstarojošā virsmā - fotosfērā - tie izrādās pārveidoti gaismas diapazona viļņos. no starojuma. Saules starojuma enerģijas spektrs pie Zemes atmosfēras augšējās robežas ir sadalījums ar vienu maksimumu, ko diezgan labi raksturo absolūti melna ķermeņa starojuma spektra modelis aptuveni 60 000 K temperatūrā. Enerģijas sadalījums visā spektrā ir nevienmērīgs. Visa spektra īsviļņu daļa - gamma stari, rentgena un ultravioletie stari - veido tikai 7% no saules starojuma enerģijas, savukārt spektra optiskais diapazons veido 48% no saules starojuma enerģijas. Tas ir optiskajā diapazonā, kurā tiek ierobežots maksimālais starojums, kas atbilst starojuma gaismas gamma zilganzaļajam intervālam. Atlikušie 45% enerģijas 8

Saules starojums galvenokārt atrodas infrasarkanajā diapazonā, un tikai neliela daļa ir radio emisija. Absolūti melns ķermenis ir ķermenis, kas absorbē 100% no jebkura starojuma, kas uz to krīt (absorbcijas koeficients ir 1, atstarošanas koeficients ir 0). Tas nozīmē ne tikai redzamo gaismu, bet arī radioviļņus, ultravioleto starojumu, rentgena starus utt. Ja absolūti melns ķermenis tiek uzkarsēts, tas sāks izstarot elektromagnētiskos viļņus visā diapazonā no radio viļņiem līdz gamma starojumam. Turklāt tas izstaro visā elektromagnētiskā starojuma spektrā, bet ne vienmērīgi. Spektrālajam blīvumam ir maksimums. Jo spēcīgāka ir apkure, jo lielāka pāreja uz augstām frekvencēm. Absolūti melni ķermeņi dabā neeksistē – tas ir matemātisks modelis. Zvaigžņu starojuma spektrs ir vistuvākais absolūti melna ķermeņa starojuma spektram. Tāpēc aukstās zvaigznes ir sarkanas, bet karstas - zilas. Saules starojums nāk no dažādiem slāņiem. Aplūkotais temperatūras diapazons ir 5712-58120 K, kuram viļņa garuma diapazons ir 0,499-0,5077 µm (zilā un Zaļā krāsa). Vidējā vērtība ir 57850 K, viļņa garums ir 0,5012 mikroni. Absolūti melna ķermeņa starojuma spektrālo sadalījumu apraksta Planka likums: . (1) Šo formulu parasti raksta šādā formā: . (2) Šeit ir spektrālā starojuma blīvums, W cm-2 µm-1; λ – viļņa garums, µm; h – Planka konstante (6,6256±0,0005)·10-34 W·s2; T – absolūtā temperatūra, 0K; s – gaismas ātrums (2,997925 ± 0,000003) 1010 cm s-1; = (3,7415 ± 0,0003) 104 W cm-2 µm4; = (1,43879 ± 0,00019) 104 µm 0K; k – Bolcmaņa konstante (1,38054 ± 0,00018) 10-23 W s 0 K-1. Absolūti melna ķermeņa izstarotā kopējā enerģijas plūsma tiek noteikta ar Stefana-Bolcmaņa likumu (Planka vienādojuma integrālis): ∫ (3) kur σ = (5,6697 ± 0,0029) 10-12 W cm-2 0 K- 4. Tādējādi absolūti melna ķermeņa kopējais starojums palielinās proporcionāli temperatūras ceturtajai pakāpei. Diferencējot Planka vienādojumu, iegūstam Vīna nobīdes likumu: (4) kur λmax ir viļņa garums, pie kura tiek novērots starojuma spektrālā blīvuma maksimālais sadalījums pa viļņu garumiem; a = 2897,8 ± 0,4 µm·0K. 9

Saules starojuma enerģija ir galvenais Zemes enerģijas avots. Starojums no zvaigznēm un Mēness ir niecīgi mazs salīdzinājumā ar sauli un nesniedz būtisku ieguldījumu uz Zemes notiekošajiem procesiem. Arī enerģijas plūsma, kas tiek virzīta uz Zemes virsmu no planētas dzīlēm, ir niecīga. Enerģijas daudzumu, kas nāk no Saules uz Zemi, nosaka integrāls parametrs, kas ir ļoti maz atkarīgs no laika un tiek saukts par saules konstanti. Saules konstante S0 ir saules enerģijas daudzums, kas laika vienībā nonāk laukuma vienībā, kas ir perpendikulāra saules stariem vidējā Zemes attālumā no Saules. Pēc pēdējiem datiem tā vērtība ir 1366±1 W m-2. Saules izstarotā elektromagnētiskā starojuma sadalījumu, kas nonāk uz Zemes atmosfēras augšējās robežas, atkarībā no viļņa garuma λ sauc par Saules spektru. Saules spektra definīcijai ir ērti pievienot prasības no Saules konstantes definīcijas kā ienākošā saules enerģija laika vienībā uz laukuma vienību, noteiktā frekvencē, kas ir perpendikulāra stariem, vidējā attālumā no Zeme uz Sauli. Šo lielumu bieži sauc par saules spektrālo konstanti S0(λ). Tad saules konstantei iepriekš ieviesto definīciju precizē termins – integrālā saules konstante. Saules standarta spektrs ar "rupjo spektrālo izšķirtspēju" un absolūti melna ķermeņa spektrs pie T = 57850 K ir parādīts 5. attēlā. 5. attēls. Saules standarta spektrs ar rupju spektrālo izšķirtspēju un absolūti melna ķermeņa spektrs. korpuss, T = 57850 K. UV, VD , IR, Mikroviļņi - ultravioletais, redzamais, infrasarkanais un mikroviļņu starojums. Ja ņemam vērā Saules spektru ar augstu spektrālo izšķirtspēju, attēls nav tik gluds, bet tajā ir daudz Fraunhofera līniju, ko izraisa dažādu elementu absorbcija fotosfērā un hromosfērā. No attēla redzams, ka Planka funkcija pie T = 57850 K labi tuvina Saules spektru tās vidusdaļā - viļņu garuma diapazonā no 0,2 μm līdz 1 cm Tas ir saistīts ar to, ka veidojas izejošā Saule starojums dažādos spektra apgabalos notiek dažādos augstumos dažādās temperatūrās. 10

Spektra īsviļņu daļa ir vispostošākā dzīvībai uz Zemes un ietver: gamma starojumu (gamma starus, γ-starus) - elektromagnētiskā starojuma veidu ar ārkārtīgi īsu viļņa garumu - mazāku par 5·10-3 nm ( frekvence - vairāk 6·1019 Hz), ar izteiktām korpuskulārām un vāji izteiktām viļņu īpašībām. Avots – kodolprocesi un kosmiskie procesi, radioaktīvā sabrukšana; Rentgena starojums ir elektromagnētiskie viļņi, kuru fotonu enerģija atrodas elektromagnētisko viļņu skalā starp ultravioleto un gamma starojumu, kas atbilst viļņu garumiem no 5·10–3 nm līdz 10 nm un frekvencēm 3·1016–6·1019. Hz. Avots – atomu procesi paātrinātu lādētu daļiņu ietekmē; ultravioletais starojums ir atomu starojums paātrinātu elektronu ietekmē. No 7% īsviļņu saules starojuma lielākā daļa ir ultravioletais starojums, ko spēcīgi absorbē Zemes atmosfēra. Ozona absorbcijas spektra maksimums ir pie aptuveni 250 nm, savukārt skābeklim ir divi maksimumi – 110 un 200 nm. Īsviļņu ultravioletā diapazona absorbcijas diapazonu pārklāj skābeklis, bet vidējā diapazonā - ozons. Pie elektromagnētiskā viļņa garuma 250 nm ozons absorbē gandrīz visu starojumu, pie 300 nm – 97%. Spektra ultravioletā daļa aizņem diapazonu starp redzamās gaismas violeto galu un rentgena stariem. 1801. gadā vācu fiziķis Johans Vilhelms Riters atklāja, ka sudraba hlorīds, kas sadalās gaismas iedarbībā, visstraujāk sadalās, saskaroties ar neredzamu starojumu ārpus violetā spektra apgabala. Daudzi zinātnieki, tostarp Riters, piekrita, ka gaisma sastāv no trim atsevišķām sastāvdaļām: oksidatīvā vai termiskā (infrasarkanā) komponenta, apgaismojošā (redzamās gaismas) komponenta un reducējošā (ultravioletā) komponenta. Tolaik ultravioleto starojumu sauca arī par aktīnisko starojumu, jo tas spēj noteiktā veidā ietekmēt konkrētus gaismas jutīgus materiālus. Saskaņā ar ISO-DIS-2134 standartu ir ieviesti ultravioletā saules starojuma raksturlielumi, 1. tabula Tabulā parādītos UV-A, UV-B, UV-C diapazonus biologi ieviesa kā svarīgākos savās. strādāt. 1. tabula – Saules ultravioletā starojuma raksturojums Enerģijas daudzums Nosaukums Saīsinājums Viļņa garums, nm uz fotonu, eV Tuvumā NUV 400 nm - 300 nm 3,10 - 4,13 eV Vidējā MUV 300 nm - 200 nm 4. 13 - 6,20 eV Tāls FUV 200 nm - 122 nm 6,20 - 10,2 eV Extreme EUV, XUV 121 nm - 10 nm 10,2 - 124 eV ultravioletais A, garo viļņu UV-A, UVA - 4,03 nm -4,03 V U diapazons ultravioletais B, vidēja viļņa UV-B, UVB 315 nm - 280 nm 3,94 - 4,43 eV diapazons Ultravioletais C, īsviļņu UV-C, UVC 280 nm - 100 nm 4,43 - 12,4 eV diapazons 11

Tuvo ultravioleto diapazonu bieži sauc par "melno gaismu", jo cilvēka acs to neatpazīst, bet, atstarojot no dažiem materiāliem, spektrs pārvietojas redzamajā zonā. Tālajam un galējam diapazonam bieži tiek lietots termins "vakuums" (VUV), jo viļņus šajā diapazonā spēcīgi absorbē Zemes atmosfēra. Lielāko daļu ultravioletā starojuma, UVA, neuzsūc atmosfērā esošais skābeklis un ozons, un tas sasniedz Zemes virsmu. Ultravioleto UV-B starojumu absorbē ozons, un tas, cik daudz no tā sasniedz virsmu, ir atkarīgs no ozona daudzuma Zemes atmosfērā. Ultravioleto starojumu (UV-C) absorbē atmosfērā esošais ozons un skābeklis, un ļoti maz no šī starojuma sasniedz Zemes virsmu. Ultravioletais starojums var būt ļoti kaitīgs cilvēka veselībai, tāpēc 1994. gadā Pasaules Meteoroloģijas organizācija kopā ar Pasaules Veselības organizāciju ierosināja ieviest saules ultravioletā starojuma indeksu – UV indeksu, W/m2. Redzamā daļa spektrs (redzamā gaisma vai vienkārši gaisma), ko uztver cilvēka acs, aizņem diapazonu ar viļņu garumiem no 380 nm (violets) līdz 780 nm (sarkans) vai frekvenču diapazonu no 400 līdz 790 teraherciem (1 THz = 1012 Hz). Cilvēka acs vislielākā jutība pret gaismu ir 555 nm (540 THz) apgabalā – spektra zaļajā daļā. Lai gan varavīksnes fenomens tika skaidrots ar saules gaismas laušanu lietus lāsēs jau 1267. gadā, Rodžers Bēkons, taču tikai Ņūtons spēja analizēt gaismu. Izlauzis gaismas staru caur prizmu, viņš vispirms saskaitīja piecas krāsas: sarkanu, dzeltenu, zaļu, zilu, violetu. Tad viņš pievienoja vēl divas krāsas un kļuva par septiņu krāsu varavīksnes tēvu. Jāatzīmē, ka jautājums par "varavīksnes krāsām" nav no fizikas un bioloģijas sfēras. Ar to būtu jānodarbojas valodniekiem un filologiem. Slāvu tautu varavīksnē ir septiņas krāsas tikai tāpēc, ka zilajai (salīdzinot ar britu) un zaļajai (salīdzinot ar japāņiem) ir atsevišķs nosaukums. No mūsdienu bioloģijas viedokļa fizioloģiski cilvēks varavīksnē redz trīs krāsas: sarkanu, zaļu, zilu. Tāpēc jautājums ir praktiski bezjēdzīgs, un redzamo krāsu diapazonus var apzīmēt ar jebkurām ērtām krāsām. Pirmos skaidrojumus par redzamā starojuma spektru sniedza Īzaks Ņūtons savā grāmatā “Optika” un Johans Gēte darbā “Krāsu teorija”. Ņūtons atklāja gaismas izkliedi prizmās un pirmais lietoja vārdu spektrs [no lat. spektrs - redze, izskats] drukātā veidā 1671. gadā. Viņš novēroja, ka tad, kad gaismas stars saskaras ar stikla prizmas virsmu leņķī pret virsmu, daļa gaismas tiek atspoguļota un daļa iziet cauri stiklam, veidojot daudzkrāsainas svītras. 6. attēlā – Ņūtona krāsu aplis no grāmatas “Optika” (1704), kurā parādīta krāsu un mūzikas nošu attiecības. Spektra krāsas no “sarkanas” līdz “violetai” ir atdalītas ar notīm, sākot ar noti “D” (D). Aplis ir pilna oktāva. 12

Baltajam staram sadaloties prizmā, veidojas spektrs, kurā laužas dažāda viļņa garuma starojums dažādos leņķos. Spektrā iekļautās krāsas, tas ir, tās krāsas, kuras var iegūt ar tāda paša viļņa garuma (vai ļoti šaura diapazona) gaismas viļņiem, sauc par spektrālajām krāsām. Galvenajām redzamās gaismas spektrālajām krāsām ir savi nosaukumi, un to raksturlielumi ir parādīti tabulā. 2. tabula. Redzamās gaismas raksturlielumi Diapazons Garuma diapazons Diapazons Krāsu viļņu enerģija, nm frekvences, THz fotoni, eV Violets 380 - 440 790 - 680 2,82 - 3,26 Zils 440 - 485 680 - 620 Zils 2,6 - 620 2 0 2.48 - 2,56 Zaļš 500 - 565 600 - 530 2,19 - 2,48 Dzeltens 565 - 590 530 - 510 2,10 - 2,19 Oranžs 590 - 625 510 - 480 1, 925 510 - 480 6 - 40 20 8 - 1,9 Redzamais starojums nonāk “optiskajā logs” un to praktiski neuzsūc zemes atmosfēra. Tīrs gaiss izkliedē zilo gaismu nedaudz vairāk nekā gaisma ar garākiem viļņu garumiem (pret spektra sarkano galu), tāpēc pusdienlaika debesis šķiet zilas. Elektromagnētiskā spektra infrasarkanā daļa aizņem diapazonu starp redzamā spektra sarkano galu ar viļņa garumu 0,74 mikroni un mikroviļņu starojuma sākumu ar viļņa garumu 1 mm. NesenŠīs spektra daļas garo viļņu mala ir sadalīta atsevišķā, neatkarīgā elektromagnētisko viļņu diapazonā - terahercu starojumā ar viļņa garumu 3-0,03 mm (1011-1013 Hz) vai submilimetru starojumā ar viļņa garumu 1-0,1 mm. Infrasarkano starojumu sauc arī par “termisko” starojumu, jo infrasarkano starojumu no sakarsušiem objektiem cilvēka āda uztver kā siltuma sajūtu. Turklāt ķermeņu izstarotie viļņu garumi ir atkarīgi no sildīšanas temperatūras: jo augstāka temperatūra, jo īsāks viļņa garums un augstāka starojuma intensitāte. Infrasarkano starojumu 1800. gadā atklāja angļu astronoms Viljams Heršels, kurš atklāja, ka Saules spektrā, kas iegūts, izmantojot prizmu, aiz sarkanās krāsas robežas (spektra neredzamajā daļā) termometra temperatūra paaugstinās. 19. gadsimtā tika pierādīts, ka infrasarkanais starojums pakļaujas optikas likumiem un tam ir tāds pats raksturs kā redzamajai gaismai. Tagad viss infrasarkanā starojuma diapazons ir sadalīts trīs apakšdiapazonos: īsviļņu 0,74 - 2,5 mikroni; vidējais vilnis 2,5 - 50 mikroni; garo viļņu 50 - 2000 mikroni. Īsviļņu garuma apakšdiapazonā infrasarkanais starojums ir izkliedēts gandrīz tāpat kā redzamajā diapazonā, un galvenais šī starojuma avots ir Saule. Vidējā diapazonā lielāko daļu starojuma absorbē atmosfēras komponenti 13

(ūdens tvaiki, oglekļa dioksīds). Tālajā apakšdiapazonā atmosfērā tiek izkliedēts mazāk enerģijas, un galvenais starojuma avots ir Zemes virsma. 3. tabula. Infrasarkanā starojuma raksturlielumi Krāsa Viļņu garuma diapazons Frekvenču diapazons Īsviļņu IR-A 740 nm - 2,5 µm 400 THz - 120 THz Vidēja viļņa IR-B 2,5 µm - 50 µm 120 THz-Thz 50 µm - 2 mm 6 THz - 150 GHz Aplūkotie Saules elektromagnētiskā starojuma diapazoni ir izšķiroši dzīvībai uz Zemes. Ultravioletais starojums (UV-C) zem 280 nm ir nāvējošs augiem. Iedarbojoties ar to, pēc 10-15 minūtēm augu proteīni zaudē savu struktūru un šūnu darbība apstājas. Ārēji tas izpaužas kā lapu dzeltēšana un brūnināšana, stublāju savīšana un augšanas vietu atmiršana. Bet cietā ultravioletā starojuma saules daļa nesasniedz zemes virsmu, to aiztur ozona slānis. CP-A ultravioletais starojums virs 315 nm ir nepieciešams augu metabolismam un augšanai. Tas palēnina stublāju pagarināšanos, palielina C vitamīna saturu. Ultravioletais starojums CF-B (280 - 315 nm) darbojas kā zemas temperatūras, veicina augu sacietēšanas procesu un paaugstina to aukstumizturību. Ultravioletie stari praktiski neietekmē hlorofilu. Violetie un zilie stari kavē stublāju augšanu, lapu kātiņi un asmeņi, veido kompaktus augus un biezākas lapas, kas ļauj labāk absorbēt un vispārēji izmantot gaismu. Šie stari stimulē proteīnu veidošanos, augu organosintēzi, īsdienu augu pāreju uz ziedēšanu un palēnina garo dienu augu attīstību. Gaismas spektra zilās un violetās daļas gandrīz pilnībā absorbē hlorofils, kas rada apstākļus maksimālai fotosintēzes intensitātei. Zaļie stari praktiski iziet cauri lapu asmeņi tos neuzsūcot. To ietekmē pēdējie kļūst ļoti plāni, un augu aksiālie orgāni ir iegareni. Fotosintēzes līmenis ir viszemākais. Sarkanie stari apvienojumā ar oranžu ir galvenais fotosintēzes enerģijas veids. Vissvarīgākais ir 625-680 nm apgabals, kas veicina intensīvu augu lapu un aksiālo orgānu augšanu. Šo gaismu ļoti pilnībā absorbē hlorofils un palielina ogļhidrātu veidošanos fotosintēzes laikā. Sarkanās un oranžās gaismas zonas ir būtiskas visiem fizioloģiskajiem procesiem augos. Zinātnieki ir noskaidrojuši zemas intensitātes sarkano staru (600-690 nm) (ne augstāku par 620 luksiem) spēju aktīvi ietekmēt fizioloģiskos procesus augos, kas ir jutīgi pret pāreju no gaismas uz tumsu un otrādi (fotoperiodiski). Infrasarkanie stari dažādi ietekmē augus. Piemēram, tomāti un gurķi vāji reaģē uz infrasarkano gaismu līdz 1100 nm. Šis gaismas diapazons iedarbojas uz hipodīgļlapu, stublāju un dzinumu stiepšanu. Tuvumā starojums plkst zemas temperatūras var daļēji uzsūkties ar hlorofilu un nepārkarsēt lapu, kas noderēs fotosintēzei. 14

7. attēls. Viļņa garuma ietekme uz augu attīstību Radioviļņi (mikroviļņi). Saule izstaro ne tikai enerģiju no gamma līdz infrasarkanajam starojumam, bet arī radioviļņus, kurus Zemes atmosfēra raida garuma diapazonā no vairākiem milimetriem līdz desmitiem metru. Neskatoties uz vairākiem agrīniem mēģinājumiem atklāt radioviļņus no Saules, tie tika atklāti tikai 1942. gada februārī kā traucējumu avots Lielbritānijas radaru ekrānos Otrā pasaules kara laikā. Pēc tās pabeigšanas 1945. gadā sākās strauja radioastronomijas, tostarp Saules astronomijas, attīstība. Ja Saules radio emisija 1942. gadā tika saistīta ar tās aktivitāti un ietekmi uz radaru, tad 1963. gadā Saules aktivitāti sāka mērīt ar parametru “F10.7 indekss”, ko nosaka radio emisijas plūsma pie viļņa. no 10,7 cm (frekvence 2800 MHz). Šis indekss labi korelē ar “Vilka numuru” - skaitlisku Saules plankumu skaita rādītāju, kas nosaukts Šveices astronoma Rūdolfa Volfa vārdā. Tas ir viens no visizplatītākajiem Saules aktivitātes rādītājiem. Radioviļņus izstaro karstas, ļoti jonizētas gāzes Saules ārējā atmosfērā. Šīs retinātās gāzes, kas ir gandrīz caurspīdīgas redzamai gaismai, noteiktos viļņu garumos izrādās necaurredzamas radio emisijai. Necaurredzamība palielinās, palielinoties brīvo elektronu koncentrācijai un pazeminoties temperatūrai, kā arī palielinoties viļņa garumam. Hromosfēra, kurā ir diezgan augsta elektronu koncentrācija un 5000-100000 K temperatūra, ir necaurredzama decimetru un metru viļņiem, tāpēc to var atstāt un sasniegt Zemi tikai centimetru viļņi. Metru viļņi var nākt tikai no retāk sastopamās un karstākās Saules koronas, kas atrodas virs, ar temperatūru aptuveni 1000 000 - 2000 0000 K. Tā kā dažāda garuma viļņi nāk no dažādi slāņi Saules atmosfērā, tas ļauj pētīt hromosfēras un koronas īpašības pēc to radio emisijas. Radio diapazonā saules diska izmērs ir atkarīgs no viļņa garuma, kurā tiek veikts novērojums. Pie metru viļņiem Saules rādiuss ir lielāks nekā pie centimetru viļņiem, un abos gadījumos tas ir lielāks par redzamā diska rādiusu. Radio starojums no Saules ietver termiskos un netermiskos komponentus. Termiskā radio emisija, ko izraisa termiskā ātrumā kustīgu elektronu un jonu sadursmes, nosaka apakšējā robeža radio emisijas intensitāte no “klusās” Saules. Radio emisijas intensitāti parasti raksturo spilgtuma temperatūra Tb. 15

8. attēls. Saules radio emisijas galveno komponentu intensitātes (to spilgtuma temperatūras) atkarība no frekvences (viļņa garuma) Spilgtuma temperatūra ir fotometrisks lielums, kas raksturo starojuma intensitāti. Bieži izmanto radioastronomijā. Pēc definīcijas spilgtuma temperatūra ir temperatūra, kāda būtu absolūti melnam ķermenim, ja tam būtu tāda pati intensitāte noteiktā frekvenču diapazonā. Jāņem vērā, ka spilgtuma temperatūra nav temperatūra parastajā izpratnē. Tas raksturo starojumu, un atkarībā no starojuma mehānisma var būtiski atšķirties no izstarojošā ķermeņa fiziskās temperatūras. Piemēram, pulsāriem tas sasniedz 1026 0K. “Klusas” Saules starojuma gadījumā pie centimetru viļņiem Tb ~ 104 0K un pie metru viļņiem Tb ~ 106 0K. Protams, termiskajam starojumam Tb vērtība sakrīt ar tā slāņa kinētisko temperatūru, no kura izplūst starojums, ja šis slānis šim starojumam ir necaurspīdīgs. Ideja par "klusās" Saules radio emisijas līmeni ir idealizācija, Saule nekad nav pilnīgi mierīga: vētraini procesi saules atmosfērā izraisa vietējo reģionu parādīšanos, kuru radio emisija ir ļoti liela; palielina novērotās intensitātes vērtību, salīdzinot ar līmeni “mierīga” Saule. Darbības centru (fakulu un plankumu) veidošanos uz Saules virsmas pavada koronālu kondensāciju parādīšanās virs tiem - blīva un karsta, it kā aptverot aktīvo reģionu. Tieši virs plankumiem karstā korona, šķiet, nolaižas līdz 2-3 tūkstošu km augstumam, kur magnētiskā lauka stiprums ir aptuveni 1000 Oe. Tad papildus starojumam sadursmju laikā ar protoniem (bremsstrahlung starojums) tiem vajadzētu arī izstarot. pārvietojoties pa magnētiskajiem laukiem. elektropārvades līnijas(magnetobremsstrahlung starojums). Šāds starojums izraisa spilgtu radio plankumu parādīšanos virs aktīvajiem reģioniem, kas parādās un pazūd aptuveni vienlaikus ar redzamiem plankumiem. Tā kā plankumi mainās lēni (dienas un nedēļas), koronālo kondensāciju radio emisija mainās tikpat lēni. Tāpēc to sauc par lēni mainīgu komponentu. Šis komponents galvenokārt parādās viļņu garuma diapazonā no 2 līdz 50 cm. Būtībā tas ir arī termisks, jo izstarojošajiem elektroniem ir termiskais ātruma sadalījums. Tomēr noteiktā attīstības stadijā aktīvās 16

Teritorijā starp plankumiem tiek novēroti avoti, kuriem šķietami nav termisks raksturs. Dažreiz kondensācijas zonā tiek novērots pēkšņs radio emisijas pieaugums pie tiem pašiem viļņiem - centimetru pārrāvumi. To ilgums svārstās no vairākām minūtēm līdz desmitiem minūšu vai pat stundām. Šādi radio uzliesmojumi ir saistīti ar strauju plazmas uzsildīšanu un daļiņu paātrināšanos saules uzliesmojuma reģionā. Gāzes temperatūras un blīvuma paaugstināšanās kondensācijā var būt iemesls centimetru pārrāvumiem ar Tb 107-108 K temperatūrā. Intensīvāki uzliesmojumi pie centimetru viļņiem acīmredzot ir saistīti ar subrelativistisko elektronu ciklotronu vai plazmas starojumu ar enerģijām. no desmitiem līdz simtiem keV uzliesmojuma magnētiskajās arkās. Vēl augstāk virs koronālajiem kondensātiem tiek novērota arī pastiprināta radio emisija, bet jau pie aptuveni 1,5 metru metru viļņiem - tā sauktās trokšņu vētras; tos var novērot stundām un pat dienām. Ir daudz sēriju, kas ilgst apmēram 1 sekundi (I tipa radio pārraides) šauros frekvenču intervālos. Šī radio emisija ir saistīta ar plazmas turbulenci, kas tiek ierosināta koronā virs jaunattīstības aktīvajiem reģioniem, kuros ir lieli plankumi. Ātro elektronu un citu lādētu daļiņu emisija no hromosfēras uzliesmojuma apgabala izraisa virkni efektu aktīvās Saules radio emisijā. Visizplatītākie no tiem ir III tipa radio uzliesmojumi. To raksturīgā iezīme ir tāda, ka radio emisijas frekvence mainās ar laiku un katrā laika momentā parādās divās frekvencēs (harmonikas) attiecībā 2:1. Uzliesmojums sākas ar frekvenci aptuveni 500 MHz (λ ~ 60 cm), un pēc tam abu harmoniku frekvence ātri samazinās, aptuveni par 20 MHz sekundē. Visa sērija ilgst apmēram 10 sekundes. III tipa radio uzliesmojumus rada daļiņu straume, ko izspiež uzliesmojums un kas pārvietojas caur vainagu. Plūsma ierosina plazmas svārstības (plazmas viļņus) ar frekvenci, ko nosaka elektronu blīvums vainaga vietā, kur pašlaik atrodas plūsma. Un tā kā elektronu blīvums samazinās līdz ar attālumu no Saules virsmas, plūsmas kustību pavada pakāpeniska plazmas viļņu frekvences samazināšanās. Daļu no šo viļņu enerģijas var pārvērst elektromagnētiskos viļņos ar tādu pašu vai dubultotu frekvenci, kas tiek ierakstīti uz Zemes III tipa radio uzliesmojumu veidā ar divām harmonikām. Kā liecina novērojumi uz kosmosa kuģiem, elektronu plūsmas, izplatoties starpplanētu telpā, rada III tipa radio uzliesmojumus līdz 30 kHz frekvencēm. Pēc III tipa radio uzliesmojumiem 10% gadījumu tiek novērota radio emisija plašā frekvenču diapazonā ar maksimālo intensitāti pie frekvences ~ 100 MHz (λ ~ 3 m). Šo emisiju sauc par V tipa radio pārrāvumiem, uzliesmojumi ilgst apmēram 1-3 minūtes. Acīmredzot tie ir arī plazmas viļņu rašanās dēļ. Ļoti spēcīgu saules uzliesmojumu laikā parādās II tipa radio uzliesmojumi, arī ar dažādām frekvencēm. To ilgums ir aptuveni 5-30 minūtes, un frekvenču diapazons ir 200-30 MHz. Uzliesmojumu rada triecienvilnis, kas pārvietojas ar ātrumu v ~ 108 cm/s, kas rodas gāzes izplešanās rezultātā spēcīga uzliesmojuma laikā. Plazmas viļņi veidojas šī viļņa priekšpusē. Tad, tāpat kā III tipa radio uzliesmojumu gadījumā, tie daļēji pārvēršas elektromagnētiskos viļņos. II un III tipa radio uzliesmojumu līdzību uzsver fakts, ka uzliesmojumus raksturo starojums pie divām harmonikām. Kad uzliesmojuma triecienvilnis izplatās starpplanētu telpā, tas turpina radīt II tipa radio uzliesmojumu viļņos hektometriskā un kilometru diapazonā. Kad spēcīgs triecienvilnis sasniedz vainaga virsotni, parādās nepārtraukta radio emisija plašā frekvenču diapazonā — IV tipa radio emisija. Tas ir līdzīgs V tipa radio uzliesmojumiem, taču no pēdējiem atšķiras ar ilgāku laiku (dažreiz līdz pat vairākām stundām). IV tipa radio emisiju ģenerē subrelatīvistiskie elektroni blīvos plazmas mākoņos ar savu magnētisko lauku, kurus aiznes 17

vainaga augšējos slāņos. Parasti IV tipa radio avoti paceļas koronā ar ātrumu vairāki simti km/s, un tos var izsekot līdz 5 saules rādiusu augstumam virs fotosfēras. Uzliesmojumus, kas saistīti ar intensīviem centimetru sprādzieniem un II un IV tipa radio izstarojumu metru viļņos, bieži pavada ģeofizikāli efekti - protonu plūsmas intensitātes palielināšanās zemei ​​tuvajā telpā, īsviļņu radiosakaru pārtraukšana. caur polārajiem apgabaliem, ģeomagnētiskajām vētrām utt. Lai prognozētu šo ietekmi īstermiņā, var izmantot radio emisijas plašā frekvenču diapazonā. Gandrīz visiem iepriekš minētajiem sprādzienu veidiem ir daudzveidīga smalka struktūra. Uzskaitītie uzliesmojumu veidi neaprobežojas tikai ar saules radio starojumu, bet iepriekš aprakstītie komponenti ir galvenie. Saskaņā ar Starptautiskās Telekomunikāciju savienības (ITU) noteikumiem radioviļņus iedala diapazonos no 0,3·10N Hz līdz 3·10N Hz, kur N ir diapazona numurs. Krievu GOST 24375-80 gandrīz pilnībā atkārto šo klasifikāciju. Jāatzīmē, ka šī klasifikācija netiek plaši izmantota. Saules radio izstarojums atbilst 8-11 joslām, kuras plaši izmanto televīzijas un radio apraides praksē, radio sakaros, navigācijā, personiskajos sakaros, atrašanās vietas noteikšanai utt. Jāatzīmē, ka šī klasifikācija netiek plaši izmantota. 4. tabula. Radioviļņu klasifikācija saskaņā ar ITU noteikumiem un GOST 24375-80. Diapazons N. Diapazona nosaukums Diapazona nosaukums Enerģijas viļņu frekvenču viļņu garumu apzīmējums ITU frekvences fotonu viļņi 1 – ELF 10 - 100 Mm Dekamegametrs 3 - 30 Hz Extremely Low ELF) 12,4 - 124 feV 2 - SLF 1 - 10 Mm Megametrs 30 - 300 Hz Īpaši zems (ELF) 124 feV - 1,24 peV 3 - ULF 100 - 1000 km Hektokilometrs 300 - 3000 Hz 4 - 3000 Hz 2,4 - 1,2. peV 4 - VLF 10 - 100 km Miriometrs 3 - 30 kHz Ļoti zems (VLF) 12,4 - 124 peF 5 - LF 1 - 10 km Kilometrs 30 - 300 kHz Zems (LF) 124 peF - 1,24 neF 6 - MF10 10 Hekometriski 300 - 3000 kHz Vidēji (MF) 1,24 - 12,4 neF 7 - HF 10 - 100 m Dekometrs 3 - 30 MHz Augsts (HF) 12,4 - 124 nF Ļoti augsts 8 - VHF 1 - 10 m Metrs ne 30 -1 MHz 40 MHz 1,24 µeF (VHF) 300 - 3000 īpaši augsts 9 - UHF 10 cm - 1 m Decimetrs 1,24 - 12,4 µeF MHz (UHF) 10 - SHF 10 - 100 mm Centimetrs 3 - 30 GHz Īpaši augsts) (1 rindas 2 t augsts 124 µeF - 11 - EHF 1 - 10 mm Milimetrs 30 - 300 GHz (EHF) 1,24 meF 300 - 3000 12 - THF 0,1 - 1 mm Decimilimetrs Hiperaugsts 1,24 - 12,2 GHz Plaši izmantotā IE klasifikācija EE pasaulē. Elektrotehnikas un elektronikas inženieru institūts — IEEE Institute of Electrical and Electronics Engineers] ir starptautiska bezpeļņas speciālistu asociācija tehnoloģiju jomā. IEEE parādījās 1963. gadā Radioinženieru institūta apvienošanas rezultātā [no angļu val. Radioinženieru institūts, IRE], kas izveidots 1912. gadā, un Amerikas Inženierzinātņu institūts

elektroinženieri [no angļu val. Amerikas Elektroinženieru institūts, AIEE], dibināts 1884. gadā. IEEE galvenais mērķis ir informatīvs un materiālais atbalsts speciālistiem elektrotehnikas, elektronikas, datortehnikas un informācijas zinātnes zinātniskās darbības organizēšanai un attīstībai, to rezultātu pielietošanai sabiedrības labā, kā arī zinātniskās darbības nodrošināšanai. IEEE biedri, informācijas izplatīšana par jaunākajiem pētījumiem un sasniegumiem radioelektronikas un elektrotehnikas jomā. 5. tabula – IEEE radioviļņu klasifikācija diapazona diapazona diapazona frekvenču viļņu garumu etimoloģija HF Eng. Augstas frekvences 3-30 MHz 10-100 m P Angļu valoda Iepriekšējais Mazāk nekā 300 MHz Vairāk nekā 1 m VHF Inž. Ļoti augsta frekvence 50-330 MHz 0,9-6 m UHF angļu valoda Īpaši augsta frekvence 300-1000 MHz 0,3-1 m L Inž. Garš 1-2 GHz 15-30 cm S angļu val Īss 2-4 GHz 7,5-15 cm C Inž. Kompromisa 4–8 GHz 3,75–7,5 cm X 8–12 GHz 2,5–3,75 cm KU angļu Unter K 12-18 GHz 1,67-2,5 cm K Vācu val Kurz - īss 18-27 GHz 1,11-1,67 cm KA angļu val. 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 No pirmā acu uzmetiena pēc radioviļņu klasifikācijas IEEE nav tik sistemātiska kā klasifikācija saskaņā ar ITU, taču tas ir ērtāks mikroviļņu jomā un nāca no prakses. Piemēram, X-josla ir centimetru viļņu garuma frekvenču diapazons, ko izmanto zemes un satelīta radio sakariem. IEEE definīcija sniedzas no 8 līdz 12 GHz (3,75 līdz 2,5 cm), lai gan satelītu sakaros tā ir “nobīdīta” uz C joslu un atrodas aptuveni no 7 līdz 10,7 GHz. Otrā pasaules kara laikā X josla tika klasificēta un tāpēc tika saukta par X joslu. 19

3. Saules insolācija pie Zemes atmosfēras augšējās robežas Vissvarīgākais parametrs, kas nosaka fiziskos apstākļus uz Saules sistēmas planētām, ir no Saules saņemtais enerģijas daudzums, ko raksturo saules konstante S0. Planētai Zeme Saules konstantes vērtības izmaiņas pēdējo 35 gadu laikā ir parādītas attēlā. 9. attēls. Saules konstantes vērtības izmaiņas pēdējo 35 gadu laikā. No attēla izriet, ka Saules konstantes vērtība Zemei ir robežās no 1367±0,13 W/m² un tās maiņas periods ir aptuveni 11 gadi. Sarkanā krāsa parāda mēneša vidējo rādītāju, melnā krāsa - gada vidējo rādītāju. Saules konstante tiek noteikta jebkurai Saules sistēmas planētai, un tā ir saules enerģijas daudzuma raksturlielums, kas laika vienībā nonāk uz laukuma vienības, kas ir perpendikulāra saules stariem planētas vidējā attālumā no Saules. Insolācija ir saules starojuma plūsma, kas krīt uz vienu horizontālu apgabalu noteiktā laika periodā (): ∫ () (4) Insolācija pie Zemes atmosfēras augšējās robežas nosaka enerģijas daudzumu, kas nāk no Saules dažādos platuma grādos un dažādos gada laikos. Saules enerģijas plūsmu pie atmosfēras augšējās robežas nosaka pēc formulas () () (5) kur ir plūsma uz laukuma vienību, kas ir perpendikulāra saules starojuma virzienam pie atmosfēras augšējās robežas, θ ir zenīts Saules leņķis attiecīgajā punktā un attiecīgajā laikā. Ja ņem vērā, ka attālums starp Zemi un Sauli mainās, Zemei virzoties pa savu orbītu, var uzrakstīt (6), kur r0 un r ir Zemes vidējais un momentānais attālums no Saules. 20

Saules plūsmas relatīvās izmaiņas pie Zemes atmosfēras augšējās robežas (()) dažādos gada mēnešos ir parādītas tabulā. 6. tabula. Saules plūsmas relatīvās izmaiņas pa mēnešiem Mēneša numurs 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 gadā d, % 3,4 2,8 1,8 0,2 -1,5 -2,8 -3 ,5 -3,1 -1,7 -0,1,8 1. no tabulas izriet, ka ziemā Zeme no Saules saņem vairāk enerģijas nekā vasarā. Zeme ziemā atrodas tuvāk Saulei nekā vasarā un tāpēc saņem gandrīz par 7% vairāk enerģijas. Kopējo saules enerģiju, kas dienā nonāk vienā vietā, var noteikt, pamatojoties uz izteiksmi [ ()], (7), kur H ir puse no dienasgaismas stundām, t.i. no saullēkta un saulrieta līdz pusdienlaikam; ω – Zemes griešanās leņķiskais ātrums; φ – ģeogrāfiskais platums; δ – Saules deklinācija. Kopējās saules enerģijas aprēķinu rezultāti, kas dienā nonāk vienā vietā pie atmosfēras augšējās robežas, atkarībā no platuma un gada dienas, ir parādīti attēlā. 10. attēls. Saules enerģijas daudzums dienā, kas nonāk vienā zonā pie atmosfēras augšējās robežas, atkarībā no platuma un gada laika (Ku-Nan Liou, Fundamentals of radiation process in the atmosfērā. L.: Gidrometeoizdat, 1984. - 376 lpp.) . 21

Tā kā Saule Zemei vistuvāk pienāk janvārī (ziemeļu puslodē), dienas saules enerģijas sadalījums nav pilnīgi vienmērīgs. Maksimālā insolācija notiek vasarā pie stabiem, kas ir saistīta ar dienasgaismas stundu ilgumu (24 stundas). Minimālā summa polāro nakšu laikā polāros ir vienāda ar nulli. ⃰ ⃰ ⃰ Saule ir Saules sistēmas centrālais ķermenis, tajā ir koncentrēti vairāk nekā 99,86% no tās kopējās masas un tiek noņemta no Zemes vidēji 149 597 870 km attālumā. Pēc zemes mērogiem Saules spožums ir kolosāls un sasniedz 3,85·1023 kW. Pat nenozīmīga enerģijas daļa, kas izstaro zemeslodi (un tā ir aptuveni viena desmitmiljardā daļa), ir desmitiem tūkstošu reižu jaudīgāka nekā visas pasaules spēkstacijas. Saules staru enerģija, kas krīt uz 1 m2 platību, kas ir perpendikulāra tiem uz Zemes, varētu likt darboties dzinējam ar jaudu 1,4 kW, un 1 m2 Saules atmosfēras izstaro enerģiju ar jaudu 60 mW. Saules elektromagnētiskā starojuma spektrs ir tuvs pilnīgi melna ķermeņa starojuma spektram, kura temperatūra ir aptuveni 60 000 K. Saules enerģijas diennakts daudzums, kas nonāk vienā apgabalā pie atmosfēras augšējās robežas, ir atkarīgs no platuma un gada laiks. Maksimālā insolācija pie atmosfēras augšējās robežas notiek vasarā pie poliem, kas ir saistīta ar dienasgaismas stundu ilgumu (24 stundas polārajās naktīs). Lai atrisinātu Zemes attālās izpētes problēmas no kosmosa, svarīgākais ir saules elektromagnētiskais starojums, kas atstarojas no zemes objektiem spektra ultravioletajā, redzamajā un infrasarkanajā daļā. Lielāko daļu ultravioletā starojuma, UVA, neuzsūc atmosfērā esošais skābeklis un ozons, un tas sasniedz Zemes virsmu. Ultravioleto UV-B starojumu absorbē ozons, un tas, cik daudz no tā sasniedz virsmu, ir atkarīgs no ozona daudzuma Zemes atmosfērā. Ultravioleto starojumu (UV-C) absorbē atmosfērā esošais ozons un skābeklis, un ļoti maz no šī starojuma sasniedz Zemes virsmu. Redzamais starojums iekļūst “optiskajos logos”, un to praktiski neuzsūc zemes atmosfēra. Skaidrs gaiss izkliedē zilo gaismu nedaudz vairāk nekā gaisma garākos viļņu garumos, tāpēc pusdienlaika debesis šķiet zilas. Infrasarkano starojumu sauc arī par “termisko” starojumu, jo infrasarkano starojumu no sakarsušiem objektiem cilvēka āda uztver kā siltuma sajūtu. Īsviļņu garuma apakšdiapazonā infrasarkanais starojums ir izkliedēts gandrīz tāpat kā redzamajā diapazonā, un galvenais šī starojuma avots ir Saule. Vidējā diapazonā lielāko daļu starojuma absorbē atmosfēras komponenti (ūdens tvaiki, oglekļa dioksīds). Tālajā apakšdiapazonā atmosfērā tiek izkliedēts mazāk enerģijas, un galvenais starojuma avots ir Zemes virsma. Kosmosa attālās uzrādes sistēmu izstrādātājiem un kosmosa informācijas lietotājiem ne tikai jāzina Saules elektromagnētiskā starojuma spektrālie raksturlielumi, kas nonāk pie Zemes atmosfēras augšējās robežas, bet arī jāzina Saules elektromagnētiskā starojuma ienākošās enerģijas atkarība. laikā un monitoringa objekta ģeogrāfiskajā platumā. 22