Структура и электромагнитное излучение Солнца

Представлены необходимые для разработчиков космических систем дистанционного зондирования Земли и пользователей космической информацией общие сведения по теме электромагнитного излучения Солнца. Рассматривается структура Солнца и физические основы протекающих в нём процессов, энергетические и спектр... больше
420
Просмотров
Книги > Наука
Дата публикации: 2014-08-17
Страниц: 23

Пудовкин О.Л. Структура и электромагнитное излучение Солнца 0 Москва, 2014


Пудовкин О.Л. Структура и электромагнитное излучение Солнца Москва, 2014 1

УДК 52 + 55 Пудовкин О.Л. Структура и электромагнитное излучение Солнца. – Открытая платформа электронных публикаций SPUBLER. Дата публикации: 2014-08-17. - 22 с. Представлены необходимые для разработчиков космических систем дистанционного зондирования Земли и пользователей космической информацией общие сведения по теме электромагнитного излучения Солнца. Рассматривается структура Солнца и физические основы протекающих в нём про- цессов, энергетические и спектральные характеристики излучений в привязке к принятым МСЭ, IEEE и ГОСТ 24375-80 классификационным таблицам диапазонам частот. Пудовкин Олег Леонидович. Научные интересы в областях: системный анализ, теория систем и управления, техногенное и космогенное засорение космоса, международное космическое право, геофизика, глобальные космические системы связи и навигации, управление проектами. Более 100 научных публикаций и 8 монографий. Доктор технических наук, член-корреспондент Акаде- мии космонавтики и Академии военных наук. В космической отрасли с 1968 года: ВИКА им. А.Ф. Можайского, Командно-измерительный комплекс МО РФ, Научно-технический комитет РВСН, Военно- научный комитет Космический войск; вице-президент, главный конструктор, советник в организациях косми- ческой отрасли; эксперт космического кластера Фонда «Сколково». Доктор технических наук Пудовкин О.Л. e-mail: PudovkinOL@yandex.ru 2


1. Структура Солнца Солнце является самой близкой к Земле звездой, удалённой от нас на расстояние в 8,32 ± 0,16 световых минут. Все другие звёзды намного дальше. Ближе всех к нам звезда Проксима Центавра [от. лат roxima - ближайшая] – красный карлик, относящийся к звёзд- ной системе Альфа Центавра, расположенный на удалении 4,2421 ± 0,0016 световых лет, что в 270 000 раз больше расстояния от Земли до Солнца. По своим размерам Солнце относится к типичным звездам - карликам спектрального класса G2 по диаграмме Герцшпрунга - Рассела. Это означает, что солнечный свет, кото- рый мы привыкли воспринимать как белый, на самом деле слегка желтоватый. Солнце удалено от Земли в среднем на расстояние 149 597 870 км. Поскольку это расстояние является важнейшим масштабом в Солнечной системе, его принимают в каче- стве одной из основных единиц измерения расстояний в астрономии и называют астро- номической единицей (au, а.е.). В системе СИ 1 au = 149 597 870 700 м. Солнце – центральное тело Солнечной системы, в нём сконцентрировано более 99,86 % всей её массы. Полагают, что планеты и Солнце возникли 4-5 млрд. лет назад из гигантской газопылевой туманности. При этом Солнце вобрало в себя наибольшую часть массы, которая в настоящее время составляет около 2×1027 тонн, что в 333 тысячи раз больше массы Земли и в 743 раза превышает массу всех планет, вместе взятых. В химическом составе солнечного вещества доминируют водород – 72% и гелий – 26 % массы Солнца. Чуть меньше процента составляет кислород, 0,4% – углерод, около 0,1% – неон. Если выразить эти соотношения в количестве атомов, то получается, что на миллион атомов водорода приходится 98 000 атомов гелия, 850 – кислорода, 360 – углеро- да, 120 – неона, 110 – азота и по 40 атомов железа и кремния. Зная расстояние до Солнца и видимый его угловой радиус, легко определить, что Солнце в 109 раз больше Земли, и его радиус достигает 696 тысяч километров. Следова- тельно, объём Солнца более чем в 1 300 000 раз превышает объём Земли, а потому средняя плотность оказывается почти в 4 раза меньше земной и составляет около 1,4 г/см3. По земным меркам светимость Солнца колоссальная и достигает 3,85×1023 кВт. Да- же ничтожная доля солнечной энергии, которая облучает земной шар (а это, примерно, одна десятимиллиардная), по своей мощности в десятки тысяч раз больше, чем суммарная мощность всех электростанций мира. Энергия солнечных лучей, падающих на перпенди- кулярную к ним площадку в 1 м2 на Земле, могла бы заставить работать двигатель мощно- стью 1,4 кВт, а 1 м2 атмосферы Солнца излучает энергию с мощностью 60 мВт. Рисунок 1 – Строение Солнца. Солнце состоит из внутренних слоёв – зо- на ядерных реакций, зона переноса лучи- стой энергии и зона конвекции, а также атмосферы, включающей фотосферу, хромосферу и корону, переходящую в солнечный ветер. 3

1.1. Внутренние слои Солнца Теоретические исследования прошлого столетия, подтверждённые эксперименталь- ными данными последних десятилетий, показали, что внутренние (непосредственно не наблюдаемые) слои Солнца состоят из трех основных частей, примерно одинаковых по глубине: зона ядерных реакций; зона переноса лучистой энергии; зона конвективная. Зона ядерных реакций (центральная часть, ядро) характеризуется максимальными значениями температуры, давления и плотности вещества, сжатого гравитацией и посто- янно подогреваемого энергией термоядерных реакций. Солнечное ядро, как полагают, простирается от центра Солнца на расстояние в около 175 000 км (приблизительно 0,2 солнечного радиуса) и является самой горячей частью Солнца. Температура в солнечном ядре составляет около 15 000 0000 К (для сравнения: тем- пература солнечной поверхности в хромосфере около 60000 К). Плотность ядра – 150 000 кг/м³, что в 150 раз выше плотности воды на Земле. Анализ данных, полученных космиче- ским аппаратом SOHO, показал, что в ядре скорость вращения Солнца вокруг своей оси значительно выше, чем на поверхности. Рисунок 2 – SOHO [от англ. Solar and Heliospheric Observatory, код обсерватории «249»] – космический ап- парат для наблюдения за Солнцем. Совместный проект ЕКА и НАСА. Запущен 2 декабря 1995 года в 08:08:000 UTC, международное обозначение 1995-065А, выведен в точку Лагранжа L1 системы Земля - Солнце, приступил к работе в мае 1996 года. В ядре осуществляется протонно-протонная термоядерная реакция, в результате ко- торой из четырёх протонов образуется самый распространённый из двух природных изо- топов гелия – 4 He, составляющий приблизительно 99,999863 % от объёма всего гелия на Земле. При этом каждую секунду в энергию превращаются 4,26 миллиона тонн вещества (3,6·1038 протонов), однако эта величина ничтожна по сравнению с массой Солнца – 2·1027 тонн. Время, через которое Солнце израсходует своё «топливо» и термоядерная реакция прекратится, оценивается в 6 миллиардов лет. Мощность ядра Солнца равна 380 иоттаваттам (1 ИВт = 1024 Вт), что эквивалентно детонации 9,1·1010 мегатонн тротила в секунду. Известно, что самым мощным энергети- ческим устройством, когда-либо приведённым в действие людьми, была советская «Царь- бомба» (кодовое название проекта – «Иван»), взорванная 30 октября 1961 года на Новой Земле. Её мощность составила 50 мегатонн, что эквивалентно 5,3 ИВт или около одного процента энергии Солнца, выделяемого за одну секунду. Ядро – единственное место на Солнце, в котором энергия и тепло получаются от термоядерной реакции, остальная часть звезды нагрета этой энергией. Вся энергия ядра 4

последовательно проходит сквозь слои, вплоть до фотосферы, с которой излучается в виде солнечного света и кинетической энергии. Во время движения высокоэнергичных фотонов (гамма и рентгеновские лучи) к по- верхности Солнца, они рассеивают часть энергии в менее энергичных слоях, по сравне- нию с ядром. Оценки «времени прохождения фотона» варьируются от 40 000 лет до 50 миллионов лет. Каждый гамма-квант из ядра Солнца преобразуется в несколько миллио- нов видимых фотонов, которые и излучаются с его поверхности. Зона переноса лучистой энергии (лучистая зона, зона радиации) – зона переноса энергии ядра посредством излучения отдельных атомов, которые постоянно её поглощают и переизлучают по всем направлениям. Зона располагается непосредственно над солнеч- ным ядром, на расстояниях примерно от 0,2-0,25 до 0,7 радиуса Солнца от его центра. Нижней границей зоны считают линию, ниже которой происходят ядерные реакции, верх- ней – границу, выше которой начинается активное перемешивание вещества (конвектив- ная зона). Перепад температур от 7 000 0000 К до 2 000 0000 К. Водород в зоне лучистого переноса сжат настолько плотно, что соседние протоны не могут поменяться местами, из-за чего перенос энергии путём перемешивания вещества очень затруднён. Дополнительные препятствия для перемешивания вещества создаёт низ- кая скорость убывания температуры по мере движения от нижних слоёв к верхним слоям, которая обусловлена высокой теплопроводностью водорода. Прямое излучение наружу также невозможно, поскольку водород непрозрачен для излучения, возникающего в ходе реакции ядерного синтеза. Перенос энергии, кроме теплопередачи, происходит также пу- тём последовательного поглощения и излучения фотонов отдельными слоями частиц. В силу того, что энергия излучённого фотона всегда меньше энергии поглощённо- го, спектральный состав излучения по мере прохождения лучистой зоны меняется. Если на входе в зону всё излучение представлено чрезвычайно коротковолновым гамма- излучением, то покидая лучистую зону световой поток излучения представляет собой «смесь», охватывающую практически все длины волн, включая и видимый. Зона конвективная начинается на глубине в 0,3 радиуса и простирается вплоть до поверхности Солнца (вернее, его атмосферы). Её нижняя часть нагрета до 2 000 0000 К, в то время как температура внешней границы не достигает 60000 К. Суть конвекции на Солнце заключается в том, что более плотный газ распределяется по поверхности, остужается на ней, затем вновь устремляется к центру. Таким образом, в конвективной зоне Солнца по- стоянно происходит процесс перемешивания. Полагают, что движущиеся в нём потоки плазмы вносят основной вклад в формирование магнитного поля Солнца. Масса конвективной зоны составляет всего два процента массы Солнца. У нижней границы плотность плазмы равна 0,2 плотности воды, а при выходе в атмосферу Солнца она уменьшается до 0,0001 плотности земного воздуха над уровнем моря. Вещество конвективной зоны перемещается весьма сложным образом. Из глубины восходят мощные, но медленные потоки горячей плазмы с поперечником в сотню тысяч километров, скорость которых не превышает нескольких сантиметров в секунду. Им навстречу опускаются не столь могучие струи менее нагретой плазмы, скорость которых измеряется уже метрами в секунду. На глубине в несколько тысяч километров восходящая высокотемпературная плазма разделяется на гигантские ячейки, наиболее крупные из них имеют линейные размеры около 30-35 тысяч километров и называются супергранулами. Ближе к поверхности образуются мезогранулы с характерным размером около 5000 кило- метров, а ещё ближе к поверхности – в 3-4 раза меньшие гранулы. В зависимости от раз- меров гранулы живут от суток до долей часа. Когда эти продукты коллективного движе- ния плазмы добираются до поверхности Солнца, их легко можно наблюдать посредством телескопа со специальным фильтром. 5

1.2. Атмосфера Солнца Атмосферой Солнца называют три его внешних слоя – фотосферу, хромосферу и ко- рону. Корона переходит в солнечный ветер. Слои расположены выше конвективной зоны и состоят в основном (по числу атомов) из водорода, гелия – 10%, углерода, азота и кис- лорода – 0,0001%, металлов вместе со всеми остальными химическими элементами – 0,00001% . Самый глубокий из внешних слоёв – фотосфера, которую часто неправомерно назы- вают «поверхностью Солнца», хотя у газообразного шарообразного тела поверхности не может быть. Условились под радиусом Солнца понимать расстояние от центра до слоя с минимальным значением температуры. Фотосфера [перевод с греческого - «сфера света»] – слой атмосферы звезды, кажу- щаяся поверхность Солнца. В фотосфере формируется доходящий до нас непрерывный спектр оптического излучения. Толщина фотосферы Солнца около 500 км. Для Солнца температура в фотосфере уменьшается с высотой от 8 000 - 10 0000 К до минимальной на Солнце температуры около 43000 К. Плотность фотосферы составляет от 10-8 до 10-9 г/см3 (концентрация частиц от 1015 до 1016 см-3), давление около 0,1 атмосферы. При таких условиях все атомы с небольшими потенциалами ионизации (например, Na, K, Ca) оказываются ионизованными. Остальные элементы, в том числе водород, энер- гия ионизации которого около 13,6 эВ (2,18·10−18 Дж), остаются преимущественно в нейтральном состоянии, поэтому фотосфера является единственным на Солнце слоем, где водород почти нейтрален. Поверхность фотосферы Солнца покрыта гранулами, размер которых от 200 до 2000 км, продолжительность их существования от 1 до 10 мин. Гранулы являются верхушками конвективных ячеек, образующихся в конвективной зоне. Основным источником солнечного света является нижний слой фотосферы в 150 км. Вдоль толщины слоя температура плазмы снижается от 64000 до 44000 К, при этом посто- янно возникают области понижения температуры до 37000 К, которые светятся слабее и обнаруживаются в виде тёмных пятен. Их количество изменяется с периодом 11 лет, но они никогда не покрывают более 0,5 % солнечного диска. Рисунок 3 – Группа пятен на Солн- це, сфотографированная в видимом свете космическим аппаратом HINODE-3, декабрь 2006 года. Хромосфера [от др. греч. χρομα - цвет, σφαίρα - шар, сфера) – внешняя оболочка Солнца толщиной около 2000 км, окружающая фотосферу. Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с её красноватым цветом, вызванным тем, что в ви- димом спектре хромосферы доминирует красная H-альфа линия излучения водорода из серии Бальмера. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхно- сти, из неё постоянно происходят горячие выбросы, называемые спикулами. 6

Спикула – основной элемент тонкой структуры хромосферы Солнца. Если наблю- дать лимб Солнца в свете определённой и строго постоянной частоты, то спикулы будут видны как столбики светящегося газа, достаточно тонкие в солнечных масштабах с диа- метром около 1000 км. Эти столбики сначала поднимаются из нижней хромосферы на 5000-10000 км, а потом падают обратно, где затухают. Всё это происходит со скоростью около 20 000 м/с. Спикула живёт 5-10 минут. Количество одновременно существующих на Солнце спикул превышает десятки ты- сяч и может доходить до миллиона. Из них практически состоит хромосферная сетка. Температура хромосферы увеличивается с высотой от 40000 К до 20 0000 К. Плотность хромосферы мала, поэтому яркость недостаточна для наблюдения в обычных условиях. Но при полном солнечном затмении, когда Луна закрывает яркую фотосферу, располо- женная над ней хромосфера становится видимой и светится красным цветом. Её можно также наблюдать в любое время с помощью специальных узкополосных оптических фильтров. Кроме уже упомянутой линии H-альфа с длиной волны 656,3 нм, фильтр также может быть настроен на линии Ca II K (393,4 нм) и Ca II H (396,8 нм). Основные хромосферные структуры, которые видны в этих линиях: хромосферная сетка, покрывающая всю поверхность Солнца и состоящая из линий, окружающих ячейки супергранул размером до 30 тысяч км в поперечнике; флоккулы – светлые облакоподобные образования, чаще всего приуроченные к рай- онам с сильными магнитными полями – активным областям, окружающим солнечные пятна; волокна и волоконца (фибриллы) – тёмные линии различной ширины и протяжённо- сти, как и флоккулы, часто встречающиеся в активных областях. Рисунок 4 – Солнечное затмение 11 августа 1999 года. Хромосфера видна в виде тонкой красной по- лоски вокруг диска, корона – в виде ареала. Корона – последняя внешняя оболочка Солнца. Корона в основном состоит из про- туберанцев и энергетических извержений, исходящих и извергающихся на несколько со- тен и даже более миллиона километров в пространство, образуя солнечный ветер. Средняя температура короны составляет от 1 000 0000 К до 2 000 0000 К, а макси- мальная, в отдельных участках, – от 8 000 0000 К до 20 000 0000 К. Несмотря на такую вы- сокую температуру, она видна невооружённым глазом только во время полного солнечно- го затмения, так как плотность вещества в короне мала, а потому невелика и яркость. Форма короны меняется в зависимости от фазы цикла солнечной активности: в пе- риоды максимальной активности она имеет округлую форму, а в минимуме – вытянута вдоль солнечного экватора. Поскольку температура короны очень велика, она интенсивно излучает в ультрафи- олетовом и рентгеновском диапазонах. Эти излучения не проходят сквозь земную атмо- сферу, но изучаются с помощью космических аппаратов. Излучение в разных областях короны происходит неравномерно. 7

Существуют горячие активные и спокойные области, а также коронные дыры с от- носительно невысокой температурой в 600 0000 К, из которых в пространство выходят магнитные силовые линии. Такая «открытая» магнитная конфигурация позволяет части- цам беспрепятственно покидать Солнце, поэтому солнечный ветер испускается в основ- ном из корональных дыр. Видимый спектр солнечной короны состоит из трех различных составляющих, названных L, K и F компонентами (или, соответственно, L-корона, K-корона и F-корона; еще одно название L-компоненты – E-корона). K-компонента – непрерывный спектр ко- роны. На его фоне до высоты 9-10′ от видимого края Солнца видна эмиссионная L- компонента. Начиная с высоты около 3' (угловой диаметр Солнца – около 30') и выше виден фра- унгоферов спектр, такой же как и спектр фотосферы. Он составляет F-компоненту сол- нечной короны. На высоте 20' F-компонента доминирует в спектре короны. Высота 9'-10' принимается за границу, отделяющую внутреннюю корону от внешней короны. Солнечный ветер истекает из внешней части солнечной короны и представляет со- бой поток ионизированных частиц (в основном протонов, электронов и α-частиц), распро- страняющийся с постепенным уменьшением своей плотности, до границ гелиосферы. Солнечный ветер разделяют на два компонента – медленный солнечный ветер и быстрый солнечный ветер. Медленный солнечный ветер имеет скорость около 400 км/с и температуру 1,4·10 6 - 1,6·106 0К и по составу близко соответствует короне. Быстрый солнечный ветер имеет скорость около 750 км/с, температуру 8·105 0К, и по составу похож на вещество фотосфе- ры. Медленный солнечный ветер вдвое более плотный и менее постоянный, чем быстрый. Медленный солнечный ветер имеет более сложную структуру с регионами турбулентно- сти. В среднем Солнце излучает с ветром около 1,3·1036 частиц в секунду. Следователь- но, полная потеря массы Солнцем на данный вид излучения составляет за год 2-3·10−14 солнечной массы. Это эквивалентно потере массы, равной земной, за 150 миллионов лет. Многие природные явления на Земле связаны с возмущениями из-за солнечного ветра, в том числе геомагнитные бури и полярные сияния. 2. Спектр электромагнитного излучения Солнца Солнце генерирует и отпускает в космическое пространство два основных потока энергии – электромагнитное излучение (солнечная радиация, лучистая энергия) и корпус- кулярное излучение (солнечный ветер). Исходящее из центральной области Солнца излучение, по мере движения к внешним сферам, перестраивается из коротковолнового в длинноволновое. Если в центре присут- ствуют гамма-излучение и рентгеновское, то в средних слоях солнечного шара преобла- дают ультрафиолетовые лучи, а в излучающей поверхности Солнца – фотосфере – они оказываются трансформированными уже в волны светового диапазона излучения. Спектр лучистой энергии Солнца на верхней границе атмосферы Земли представляет собой распределение с единственным максимумом, который достаточно хорошо описыва- ется моделью спектра излучения абсолютно чёрного тела при температуре около 60000 К. Распределение энергии по спектру неравномерное. На всю коротковолновую часть спектра – гамма-лучи, рентгеновские и ультрафиолетовые лучи – приходится только 7% энергии солнечной радиации, на оптический диапазон спектра – 48% энергии солнечной радиации. Именно к оптическому диапазону приурочен максимум излучения, соответ- ствующий сине-зеленому интервалу световой гаммы излучения. Остальные 45% энергии 8

солнечной радиации содержатся в основном в инфракрасном диапазоне, и лишь незначи- тельная часть приходится на радиоизлучение. Абсолютно чёрное тело это такое тело, которое поглощает на все 100% любое из- лучение, которое падает на него (коэффициент поглощения равен 1, коэффициент отраже- ния – 0). Имеется в виду не только видимый свет, но и радиоволны, ультрафиолет, рентге- новские лучи и т.д. Если абсолютно чёрное тело нагреть, то оно начнёт излучать электро- магнитные волны во всём диапазоне от радиоволн до гамма-излучения. Причём оно излу- чает во всём спектре электромагнитного излучения, но не равномерно. Спектральная плотность имеет пик. Чем сильнее нагрев, тем больше смещение в сторону высоких ча- стот. Абсолютно чёрные тела в природе не существуют – это математическая модель. Ближе всего к спектру излучения абсолютно чёрного тела спектр излучения звёзд. Поэто- му холодные звёзды красного цвета, а горячие – голубые. Излучение Солнца происходит из разных слоёв. В качестве температуры рассматри- вается диапазон 5712-58120 К, для которого диапазон длин волн составляет 0,499-0,5077 мкм (граница голубого и зелёного цвета). Среднее значение – 57850 К, длина волны – 0,5012 мкм. Спектральное распределение излучения абсолютно чёрного тела описывается зако- ном Планка: . (1) Данную формулу обычно записывают в виде: . (2) Здесь – спектральная плотность излучения, Вт·см-2·мкм-1; λ – длина волны, мкм; h – постоянная Планка (6,6256±0,0005)·10-34 Вт·с2; Т – абсолютная температура, 0К; с – скорость света (2,997925 ± 0,000003) ·1010 см·с-1; = (3,7415 ± 0,0003)·104 Вт· см-2·мкм4; = (1,43879 ± 0,00019)·104 мкм·0К; k – постоянная Больцмана (1,38054 ± 0,00018)·10-23 Вт·с·0К-1. Полный поток излучаемой абсолютно чёрным телом энергии определяется законом Стефана-Больцмана (интеграл уравнения Планка): ∫ (3) где σ = (5,6697 ± 0,0029) 10-12 Вт·см-2 · 0К-4. Таким образом, полное излучение абсолютно чёрного тела увеличивается пропорци- онально четвёртой степени температуры. Продифференцировав уравнение Планка, получается закон смещения Вина: (4) где λmax – длина волны, на которой наблюдается максимум распределения спек- тральной плотности излучения по длинам волн; а = 2897,8 ± 0,4 мкм·0К. 9

Лучистая энергия Солнца является основным источником энергии для Земли. Радиа- ция от звезд и Луны по сравнению с солнечной ничтожно мала и существенного вклада в процессы на Земле не вносит. Также ничтожно мал поток энергии, который направлен к поверхности Земли из глубины планеты. Количество приходящей от Солнца к Земле энергии определяется интегральным па- раметром, который весьма мало зависит от времени и называется солнечной постоянной. Солнечная постоянная S0 – количество солнечной энергии, приходящей за единицу времени на перпендикулярную солнечным лучам единичную площадку на среднем рас- стоянии Земли от Солнца. По последним данным её значение составляет 1366±1 Вт·м-2. Распределение электромагнитного излучения, испускаемого Солнцем и приходящего на верхнюю границу атмосферы Земли в зависимости от длины волны λ, называется спектром Солнца. В определение спектра Солнца удобно добавить требования из определения солнеч- ной постоянной как приходящей солнечной энергии в единицу времени на единичную площадку, на определённой частоте, перпендикулярную лучам, на среднем расстоянии от Земли до Солнца. Такую величину часто называют спектральной солнечной постоянной S0(λ). Тогда для солнечной постоянной, введённой ранее определение, уточняется терми- ном – интегральная солнечная постоянная. Стандартный спектр Солнца c «грубым спектральным разрешением» и спектр абсо- лютно черного тела при Т = 57850 К представлены на рисунке 5. Рисунок 5 – Стандартный спектр Солнца с грубым спектральным разрешением и спектр абсолютно черного тела, Т=57850 К. УФ, ВД, ИК, Микроволны – ультрафиолетовое, видимое, инфракрасное и микроволновое излучения. Если рассмотреть спектр Солнца при высоком спектральном разрешении, то картина не такая гладкая, а имеет много фраунгоферовых линий, обусловленных, поглощением различных элементов в фотосфере и хромосфере. Из рисунка видно, что функция Планка при Т = 57850 К хорошо аппроксимирует спектр Солнца в его средней части – диапазон длин волн от 0,2 мкм до 1 см. Это обуслов- лено тем, что формирование уходящего излучения Солнца в различных спектральных об- ластях происходит на различных высотах при различных температурах. 10

Коротковолновая часть спектра наиболее губительна для жизни на Земле и включает в свой состав: гамма-излучение (гамма-лучи, γ-лучи) – вид электромагнитного излучения с чрезвы- чайно малой длиной волны – менее 5·10-3 нм (частота – более 6·1019 Гц), ярко выражен- ными корпускулярными и слабо выраженными волновыми свойствами. Источник – ядер- ные и космические процессы, радиоактивный распад; рентгеновское излучение – электромагнитные волны, энергия фотонов которых ле- жит на шкале электромагнитных волн между ультрафиолетовым и гамма-излучением, что соответствует длинам волн от 5·10−3 нм до 10 нм и частотам 3·1016 - 6·1019 Гц. Источник – атомные процессы при воздействии ускоренных заряженных частиц; ультрафиолетовое излучение – излучение атомов под воздействием ускоренных электронов. Из 7% коротковолновой солнечной радиации наибольшая часть приходится на уль- трафиолетовое излучение, которое сильно поглощается атмосферой Земли. Спектр по- глощения озона имеет пик примерно на длине волны 250 нм, у кислорода два пика – 110 и 200 нм. Коротковолновый диапазон ультрафиолета по поглощению перекрывается кисло- родом, в среднем диапазоне – озоном. При длине электромагнитной волны 250 нм озон поглощает практически всё излучение, при 300 нм – 97%. Ультрафиолетовая часть спектра занимает диапазон между фиолетовой границей видимого излучения и рентгеновским излучением. В 1801 году немецкий физик Иоганн Вильгельм Риттер обнаружил, что хлорид сере- бра, разлагающийся под действием света, быстрее всего разлагается под действием неви- димого излучения за пределами фиолетовой области спектра. Тогда многие ученые, вклю- чая Риттера, пришли к соглашению, что свет состоит из трех отдельных компонентов: окислительного или теплового (инфракрасного) компонента, осветительного компонента (видимого света) и восстановительного (ультрафиолетового) компонента. В то время уль- трафиолетовое излучение называли также актиническим излучением, по способности воз- действовать на конкретные светочувствительные материалы предусмотренным способом. В соответствии со стандартом ISO-DIS-2134 введены характеристики ультрафиоле- тового солнечного излучения, таблица 1. Представленные в таблице диапазоны УФ-А, УФ-В, УФ-С введены биологами, как наиболее важные в их работе. Таблица 1 – Характеристики ультрафиолетового солнечного излучения Количество энергии Наименование Аббревиатура Длина волны, нм на фотон, эВ Ближний NUV 400 нм - 300 нм 3.10 - 4.13 эВ Средний MUV 300 нм - 200 нм 4.13 - 6.20 эВ Дальний FUV 200 нм - 122 нм 6.20 - 10.2 эВ Экстремальный EUV, XUV 121 нм - 10 нм 10.2 - 124 эВ Ультрафиолет А, длинноволновой УФ-А, UVA 400 нм - 315 нм 3.10 - 3.94 эВ диапазон Ультрафиолет B, средневолновой УФ-В, UVB 315 нм - 280 нм 3.94 - 4.43 эВ диапазон Ультрафиолет С, коротковолновой УФ-С, UVC 280 нм - 100 нм 4.43 - 12.4 эВ диапазон 11

Ближний ультрафиолетовый диапазон часто называют «чёрным светом», так как он не распознаётся человеческим глазом, но при отражении от некоторых материалов спектр переходит в область видимого излучения. Для дальнего и экстремального диапазона часто используется термин «вакуумный» (VUV), в виду того, что волны этого диапазона сильно поглощаются атмосферой Земли. Большая часть ультрафиолетового излучения УФ-А не поглощается кислородом и озоном атмосферы и достигает поверхности Земли. Ультрафиолетовое излучение УФ-В поглощается озоном и то, какая его часть достигнет поверхности, зависит от содержания озона в атмосфере Земли. Ультрафиолетовое излучение УФ-С поглощается озоном и кис- лородом атмосферы, а поверхности Земли достигает очень малая часть этого излучения. Ультрафиолет может быть весьма вреден для здоровья человека, поэтому в 1994 го- ду Всемирная метеорологическая организация совместно с Всемирной организацией здра- воохранения предложили ввести индекс солнечного ультрафиолета – UV-индекс, Вт/м2. Видимая часть спектра (видимый свет, или просто свет) воспринимаемая человече- ским глазом, занимает диапазон с длинами волн от 380 нм (фиолетовый) до 780 нм (крас- ный), или частотый диапазон от 400 до 790 терагерц (1 ТГц = 1012 Гц). Наибольшую чув- ствительность к свету человеческий глаз имеет в области 555 нм (540 ТГц) – зелёная часть спектра. Хотя явление радуги объяснил преломлением солнечных лучей в каплях дождя ещё в 1267 году Роджер Бэкон, но проанализировать свет смог только Ньютон. Преломив луч света через призму, он сначала насчитал пять цветов: красный, желтый, зеленый, синий, фиолетовый. Затем добавил ещё два цвета и стал отцом семицветной радуги. Следует от- метить, что вопрос «цветов радуги» не из сферы физики и биологии. Им должны зани- маться лингвисты и филологи. В радуге славянских народов семь цветов только потому, что есть отдельное название для голубого цвета (по сравнению с англичанами) и для зеле- ного (по сравнению с японцами). С точки зрения современной биологии физиологически в радуге человек видит три цвета: красный, зеленый, синий. Поэтому вопрос практически не имеет смысла, а диапазоны видимого цвета можно обозначить какими удобно цветами. Первые объяснения спектра видимого излучения дали Исаак Ньютон в книге «Опти- ка» и Иоганн Гёте в работе «Теория Цветов». Ньютон открыл дисперсию света в призмах и первым использовал слово спектр [от лат. spectrum - видение, появление] в печати в 1671 году. Он сделал наблюдение, что когда луч света падает на поверхность стеклянной призмы под углом к поверхности, часть света отражается, а часть проходит через стекло, образуя разноцветные полосы. Рисунок 6 – Круг цветов Ньютона из книги «Оптика» (1704 год), показывающий взаимо- связь между цветами и музыкальными нота- ми. Цвет спектра от «красного» до «фиолето- вого» разделены нотами, начиная с ноты «ре» (D). Круг составляет полную октаву. 12

При разложении луча белого цвета в призме образуется спектр, в котором излучения разных длин волн преломляются под разным углом. Цвета, входящие в спектр, то есть та- кие цвета, которые могут быть получены световыми волнами одной длины (или очень уз- ким диапазоном), называются спектральными цветами. Основные спектральные цвета ви- димого света имеют собственные названия, а их характеристики представлены в таблице. Таблица 2 – Характеристики видимого света Диапазон Диапазон длин Диапазон Цвет энергии волн, нм частот, ТГц фотонов, эВ Фиолетовый 380 - 440 790 - 680 2,82 - 3,26 Синий 440 - 485 680 - 620 2,56 - 2,82 Голубой 485 - 500 620 - 600 2,48 - 2,56 Зелёный 500 - 565 600 - 530 2,19 - 2,48 Жёлтый 565 - 590 530 - 510 2,10 - 2,19 Оранжевый 590 - 625 510 - 480 1,98 - 2,10 Красный 625 - 740 480 - 400 1,68 - 1,9 Видимое излучение попадает в «оптическое окно» и практически не поглощается земной атмосферой. Чистый воздух рассеивает голубой свет несколько сильнее, чем свет с большими длинами волн (в красную сторону спектра), поэтому полуденное небо выглядит голубым. Инфракрасная часть электромагнитного спектра занимает диапазон между крас- ным концом видимого спектра с длиной волны 0,74 мкм и началом микроволнового излу- чения с длиной волны 1 мм. Последнее время длинноволновую окраину этой части спектра выделяют в отдель- ный, независимый диапазон электромагнитных волн – терагерцовое излучение с длиной волны 3-0,03 мм (1011-1013 Гц), или субмиллиметровое излучение с длиной волны 1-0,1 мм. Инфракрасное излучение также называют «тепловым» излучением, так как инфра- красное излучение от нагретых предметов воспринимается кожей человека как ощущение тепла. При этом длины волн, излучаемые телами, зависят от температуры нагревания: чем выше температура, тем короче длина волны и выше интенсивность излучения. Инфракрасное излучение было открыто в 1800 году английским астрономом Уилья- мом Гершелем, который обнаружил, что в полученном с помощью призмы спектре Солн- ца за границей красного цвета (в невидимой части спектра) температура термометра по- вышается. В XIX веке было доказано, что инфракрасное излучение подчиняется законам опти- ки и имеет ту же природу, что и видимый свет. Сейчас весь диапазон инфракрасного излучения делят на три поддиапазона: коротковолновый 0,74 - 2,5 мкм; средневолновый 2,5 - 50 мкм; длинноволновый 50 - 2000 мкм. В коротковолновом поддиапазоне инфракрасное излучение рассеивается почти так- же как в видимом диапазоне и основным источником этого излучения является Солнце. В среднем поддиапазоне большая часть излучения поглощается компонентами атмосферы 13

(водяной пар, углекислый газ). В дальнем поддиапазоне меньше энергии рассеивается в атмосфере, а основным источником излучения является поверхность Земли. Таблица 3 – Характеристики инфракрасного излучения Цвет Диапазон длин волн Диапазон частот Коротковолновый ИК-А 740 нм - 2,5 мкм 400 ТГц - 120 ТГц Средневолновый ИК-В 2,5 мкм - 50 мкм 120 ТГц – 6 ТГц Длинноволновый ИК-С 50 мкм - 2 мм 6 ТГц - 150 ГГц Рассмотренные диапазоны электромагнитного излучения Солнца имеют определя- ющее значение для жизни на земле. Ультрафиолетовое излучение УФ-С менее 280 нм является гибельным для растений. При его воздействии через 10-15 минут теряют структуру растительные белки и прекра- щают деятельность клетки. Внешне это проявляется в пожелтении и побурении листьев, скручивании стеблей и отмирании точек роста. Но солнечная часть жесткого ультрафио- лета не достигает земной поверхности, задерживаясь озоновым слоем. Ультрафиолетовое излучение ЦФ-А более 315 нм необходимо для обмена веществ и роста растений. Оно задерживает вытягивание стеблей, повышает содержание витамина C. Ультрафиолетовое излучение ЦФ-В (280 - 315 нм) действует наподобие пониженных температур, способствует процессу закаливания растений и повышает их холодостой- кость. На хлорофилл ультрафиолетовые лучи практически не действуют. Лучи фиолетовые и синие тормозят рост стеблей, листовых черешков и пластинок, формируют компактные растения и более толстые листья, позволяющие лучше поглощать и использовать свет в целом. Эти лучи стимулируют образование белков, органосинтез растений, переход к цветению короткодневных растений, замедляют развитие растений длиннодневных. Синяя и фиолетовая части спектра света почти полностью поглощается хлорофиллом, что создает условия для максимальной интенсивности фотосинтеза. Зеленые лучи практически проходят через листовые пластинки, не поглощаясь ими. Последние под их действием становятся очень тонкими, а осевые органы растений вытя- гиваются. Уровень фотосинтеза – самый низкий. Красные лучи в сочетании с оранжевыми представляют собой основной вид энергии для фотосинтеза. Наиболее важной является область 625-680 нм, способствующая интен- сивному росту листьев и осевых органов растений. Этот свет очень полно поглощается хлорофиллом и увеличивает образование углеводов при фотосинтезе. Зоны красного и оранжевого света имеют решающее значение для всех физиологи- ческих процессов в растениях. Ученые установили способность красных лучей (600-690 нм) низкой интенсивности (не выше 620 лк) активно воздействовать на физиологические процессы в растениях, чувствительных к смене света темнотой и обратно (фотопериоди- ческих). Инфракрасные лучи различно воздействуют на растения. На инфракрасный свет до 1100 нм слабо реагируют, например, томаты и довольно сильно огурцы. Этот диапазон света действует на растяжение подсемядольного колена, стеблей и побегов. Ближнее из- лучение при низких температурах может частично поглощаться хлорофиллом и не пере- гревать лист, что будет полезно для фотосинтеза. 14

Рисунок 7 – Влияние длины волны на развитие растений Радиоволны (микроволны). Солнце излучает не только энергию от гамма до ин- фракрасного излучения, но и радиоволны, которые пропускаются атмосферой Земли в диапазоне длин от нескольких миллиметров до десятков метров. Несмотря на ряд ранних попыток зарегистрировать радиоволны от Солнца, они были обнаружены только в февра- ле 1942 как источник помех на экранах английских радиолокаторов во время Второй Ми- ровой войны. После её окончания в 1945 начинается быстрое развитие радиоастрономии, в том числе и солнечной. Если радиоизлучение Солнца в 1942 году связали с его активностью и влиянием на радиолокацию, то в 1963 году солнечную активность стали уже измерять параметром «Индекс F10.7», который определяется величиной потока радиоизлучения на волне 10,7 см (частота 2800 МГц). Данный индекс хорошо соотносится с «Числом Вольфа» – названный в честь швейцарского астронома Рудольфа Вольфа числовой показатель количества пятен на Солнце. Является одним из самых распространённых показателей солнечной активно- сти. Радиоволны излучаются горячими, сильно ионизованными газами внешней атмо- сферы Солнца. Эти разреженные газы, практически прозрачные для видимого света, ока- зываются непрозрачными для радиоизлучения с определенными длинами волн. Непро- зрачность растет с увеличением концентрации свободных электронов и уменьшением температуры, а также с увеличением длины волны. Хромосфера, которая имеет достаточно высокую концентрацию электронов и темпе- ратуру 5000-100000 К, непрозрачна для дециметровых и метровых волн, поэтому выйти из неё и достичь Земли могут только сантиметровые волны. Метровые же волны могут прий- ти только из лежащей выше более разрежённой и горячей солнечной короны с температу- рой около 1000 000 - 2000 0000 К. Поскольку волны разной длины приходят от разных слоев солнечной атмосферы, это позволяет исследовать свойства хромосферы и короны по их радиоизлучению. В радиоди- апазоне размер солнечного диска зависит от длины волны, на которой ведется наблюде- ние. На метровых волнах радиус Солнца больше, чем на сантиметровых, и в обоих случа- ях он больше радиуса видимого диска. Радиоизлучение Солнца включает тепловую и нетепловую составляющие. Тепловое радиоизлучение, обусловленное столкновениями электронов и ионов, движущихся с теп- ловыми скоростями, определяет нижнюю границу интенсивности радиоизлучения «спо- койного» Солнца. Интенсивность радиоизлучения принято характеризовать величиной яркостной температуры Tb. 15

Рисунок 8 – Зависимость интенсивности основных компонентов радиоизлучения Солнца (их яркостной температуры) от частоты (длины волны) Яркостная температура – фотометрическая величина, характеризующая интенсив- ность излучения. Часто используется в радиоастрономии. По определению, яркостная температура – это такая температура, которую имело бы абсолютно чёрное тело, облада- ющее такой же интенсивностью в данном диапазоне частот. Нужно отметить, что яркост- ная температура не является температурой в привычном понимании. Она характеризует излучение, и в зависимости от механизма излучения может значительно отличаться от фи- зической температуры излучающего тела. Например, у пульсаров она достигает 1026 0К. В случае излучения «спокойного» Солнца на сантиметровых волнах T b ~ 104 0К, а на метровых Tb ~ 106 0К. Естественно, что для теплового излучения величина Tb совпадает с кинетической температурой слоя, откуда излучение выходит, если этот слой непрозрачен для данного излучения. Представление об уровне радиоизлучения «спокойного» Солнца является идеализа- цией, в действительности же Солнце никогда не бывает совершенно спокойным: бурные процессы в солнечной атмосфере приводят к появлению локальных областей, радиоизлу- чение которых намного увеличивает наблюдаемую величину интенсивности по сравне- нию с уровнем «спокойного» Солнца. Образование на поверхности Солнца центров активности (факелов и пятен) сопро- вождает появлением над ними корональных конденсаций – плотных и горячих, как бы накрывающих активную область. Непосредственно над пятнами горячая корона как бы опускается до высот 2-3 тыс. км, где напряженность магнитного поля около 1000 Э. Тогда электроны помимо излучения при соударениях с протонами (тормозное излучение) долж- ны излучать и при движении вокруг магнитных силовых линий (магнитотормозное излу- чение). Такое излучение обусловливает возникновение над активными областями ярких радиопятен, которые появляются и исчезают примерно в то же время, что и видимые пят- на. Поскольку пятна изменяются медленно (дни и недели), то столь же медленно меня- ется радиоизлучение корональных конденсаций. Поэтому его называют медленно меняю- щимся компонентом. Этот компонент проявляется в основном в диапазоне волн от 2 до 50 см. В основном он тоже является тепловым, поскольку излучающие электроны имеют тепловое распределение скоростей. Однако на определенной стадии развития активной 16

области в пространстве между пятнами наблюдаются источники, имеющие, по-видимому, нетепловую природу. Иногда в области конденсаций наблюдаются внезапные усиления радиоизлучения на тех же волнах – сантиметровые всплески. Их длительность меняется от нескольких минут до десятков минут или даже часов. Такие радиовсплески связаны с быстрым нагревом плазмы и ускорением частиц в области солнечной вспышки. Увеличение температуры и плотности газа в конденсации может быть причиной генерации сантиметровых всплесков с Tb в 107-108 К. Более интенсивные всплески на сантиметровых волнах обусловлены, по- видимому, циклотронным или плазменным излучением субрелятивистских электронов с энергией от десятков до сотен кэВ во вспышечных магнитных арках. Еще выше над корональными конденсациями также наблюдается усиленное радио- излучение, но уже на метровых волнах около 1,5 метра – так называемые шумовые бури; они могут наблюдаться в течение часов и даже дней. Здесь много всплесков длительно- стью около 1 секунды (радиовсплески I типа) в узких интервалах частот. Это радиоизлу- чение связано с плазменной турбулентностью, которая возбуждается в короне над разви- вающимися активными областями, содержащими крупные пятна. Выбросы быстрых электронов и других заряженных частиц из области хромосфер- ной вспышки вызывают ряд эффектов в радиоизлучении активного Солнца. Самые обыч- ные из них – радиовсплески III типа. Их характерной особенностью является то, что ча- стота радиоизлучения меняется со временем, причем в каждый момент времени оно появ- ляется сразу на двух частотах (гармониках), относящихся как 2:1. Всплеск начинается на частоте около 500 МГц (λ ~ 60 см), а затем частота его обеих гармоник быстро уменьша- ется, примерно на 20 МГц в 1 секунду. Весь всплеск длится около 10 секунд. Радиовсплески III типа создаются потоком частиц, выброшенным вспышкой и дви- жущимися через корону. Поток возбуждает колебания плазмы (плазменные волны) на ча- стоте, которая определяется электронной плотностью в том месте короны, где поток в данный момент находится. А поскольку электронная плотность уменьшается при удале- нии от поверхности Солнца, то движение потока сопровождается постепенным уменьше- нием частоты плазменных волн. Часть энергии этих волн может превращаться в электро- магнитные волны с той же или удвоенной частотой, которые и регистрируются на Земле в виде радиовсплесков III типа с двумя гармониками. Как показали наблюдения на косми- ческих аппаратах, потоки электронов, распространяясь в межпланетном пространстве, ге- нерируют радиовсплески III типа вплоть до частот 30 кГц. Вслед за радиовсплесками III типа в 10% случаев наблюдается радиоизлучение в широком интервале частот с максимумом интенсивности на частоте ~ 100 МГц (λ ~ 3 м). Это излучение называется радиовсплесками V типа, всплески длятся около 1-3 мин. По- видимому, они также обусловлены генерацией плазменных волн. При очень сильных вспышках на Солнце возникают радиовсплески II типа, тоже с меняющейся частотой. Их длительность примерно 5-30 мин, а диапазон частот 200-30 МГц. Порождается всплеск ударной волной, движущейся со скоростью v ~ 108 см/с, кото- рая возникает в результате расширения газа при сильной вспышке. На фронте этой волны образуются плазменные волны. Затем они, также как и в случае радиовсплесков III типа, частично переходят в электромагнитные волны. Сходство радиовсплесков II и III типов подчеркивается и тем, что для всплесков характерно излучение на двух гармониках. При распространении в межпланетном пространстве вспышечная ударная волна продолжает генерировать радиовсплеск II типа на волнах гектометрового и километрового диапазо- нов. Когда сильная ударная волна достигает верхней части короны, появляется непре- рывное радиоизлучение в широком диапазоне частот – радиоизлучение IV типа. Оно по- хоже на радиовсплески V типа, но отличается от последних большей длительностью (ино- гда до несколько часов). Радиоизлучение IV типа генерируется субрелятивистскими элек- тронами в плотных облаках плазмы с собственным магнитным полем, которые выносятс я 17

в верхние слои короны. Обычно источники радиоизлучения IV типа поднимаются в ко- роне со скоростью в несколько сотен км/с и прослеживаются до высот 5 солнечных ради- усов над фотосферой. Вспышки, с которыми связаны интенсивные сантиметровые всплес- ки и радиоизлучение II и IV типов на метровых волнах, часто сопровождаются геофизиче- скими эффектами – повышением интенсивности потоков протонов в околоземном косми- ческом пространстве, прекращением радиосвязи на коротких волнах через полярные обла- сти, геомагнитными бурями и т.д. Радиоизлучение в широком диапазоне частот может быть использовано для краткосрочного прогнозирования этих эффектов. Практически все указанные типы всплесков имеют разнообразную тонкую структу- ру. Перечисленными типами всплесков не ограничивается радиоизлучение Солнца, одна- ко описанные выше компоненты являются основными. В соответствии с регламентом Международного союза электросвязи (МСЭ) радио- волны разделены на диапазоны от 0.3·10N Гц до 3·10N Гц, где N - номер диапазона. Рос- сийский ГОСТ 24375-80 почти полностью повторяет эту классификацию. Следует отме- тить, что данная классификация не получила широкого распространения. Радиоизлучение Солнца соответствует диапазонам 8-11, которые широко использу- ются в практике телевизионного и радиовещания, радиосвязи, навигации, персональной связи, локации и т.д. Следует отметить, что данная классификация не получила широкого распространения. Таблица 4 – Классификация радиоволн по регламенту МСЭ и ГОСТ 24375-80 Диапазон N - Диапазон Диапазон Название Диапазон Название обозначение длин энергии волн частот частот МСЭ волны фотонов 1 – ELF 10 - 100 Мм Декамегаметровые 3 - 30 Гц Крайне низкие (КНЧ) 12,4 - 124 фэВ 2 – SLF 1 - 10 Мм Мегаметровые 30 - 300 Гц Сверхнизкие (СНЧ) 124фэВ - 1,24 пэВ 3 – ULF 100 - 1000 км Гектокилометровые 300 - 3000 Гц Инфранизкие (ИНЧ) 1,24 - 12,4 пэВ 4 – VLF 10 - 100 км Мириаметровые 3 - 30 кГц Очень низкие (ОНЧ) 12,4 - 124 пэФ 5 – LF 1 - 10 км Километровые 30 - 300 кГц Низкие (НЧ) 124 пэФ - 1,24 нэФ 6 – MF 100 - 1000 м Гектометровые 300 - 3000 кГц Средние (СЧ) 1,24 - 12,4 нэФ 7 – HF 10 - 100 м Декаметровые 3 - 30 МГц Высокие (ВЧ) 12,4 - 124 нэФ Очень высокие 8 – VHF 1 - 10 м Метровые 30 - 300 МГц 124 нэФ - 1,24 мкэФ (ОВЧ) 300 - 3000 Ультра высокие 9 – UHF 10 cм - 1 м Дециметровые 1,24 - 12,4 мкэФ МГц (УВЧ) 10 – SHF 10 - 100 мм Сантиметровые 3 - 30 ГГц Сверхвысокие (СВЧ) 12,4 - 124 мкэФ Крайне высокие 124 мкэФ - 11 – EHF 1 - 10 мм Миллиметровый 30 - 300 ГГЦ (КВЧ) 1,24 мэФ 300 - 3000 12 – THF 0,1 - 1 мм Децимиллиметровые Гипервысокие 1,24 - 12,4 мэФ ГГц В мире широко используется классификация, которая была принята в IEEE. Институт инженеров по электротехнике и электронике – IEEE [от англ. Institute of Electrical and Electronics Engineers] – международная некоммерческая ассоциация специа- листов в области техники. IEEE появилась в 1963 году в результате слияния Института радиотехников [от англ. Institute of Radio Engineers, IRE], созданного в 1912 году и Американского института ин- 18

женеров-электриков [от англ. American Institute of Electrical Engineers, AIEE], созданного в 1884 году. Главная цель IEEE – информационная и материальная поддержка специалистов для организации и развития научной деятельности в электротехнике, электронике, компью- терной технике и информатике, приложение их результатов для пользы общества, а также профессиональный рост членов IEEE, распространение информации о новейших исследо- ваниях и разработках в радиоэлектронике и электротехнике. Таблица 5 – Классификация радиоволн по IEEE Диапазон Диапазон Диапазон Этимология частот длин волн HF Англ. High freguency 3-30 МГц 10-100 м P Англ. Previous Менее 300 МГц Более 1м VHF Англ. Very high freguency 50-330 МГц 0,9-6 м UHF Англ. Ultra high freguency 300-1000 МГц 0,3-1 м L Англ. Long 1-2 ГГц 15-30 см S Англ. Short 2-4 ГГц 7,5-15 см C Англ. Compromise 4-8 ГГц 3,75-7,5 см X 8-12 ГГц 2,5-3,75 см KU Англ. Unter K 12-18 ГГц 1,67-2,5 см K Нем. Kurz - короткий 18-27 ГГц 1,11-1,67 см KA Англ. Abode K 27-40 ГГц 0,75-1,11 см mm 40-300 ГГц 0,1-7,5 см V 40-75 ГГц 0,4-7,5 мм W 75-110 ГГц 0,27-0,4 мм На первый взгляд классификация радиоволн по IEEE не столь системна как класси- фикация по МСЭ, но более удобна в области микроволн и пришла от практики. Например, X-диапазон – диапазон частот сантиметровых длин волн, используемых для наземной и спутниковой радиосвязи. По определению IEEE простирается от 8 до 12 ГГц (от 3,75 до 2,5 см), хотя в спутниковой связи «сдвинут» в сторону С-диапазона и лежит примерно между 7 и 10,7 ГГц. Во время Второй Мировой войны Х-диапазон был засекречен, и по- этому получил название X-диапазона. 19

3. Солнечная инсоляция на верхней границе атмосферы Земли Важнейшим параметром, определяющим физические условия на планетах солнечной системы, является количество получаемой энергии от Солнца, которая характеризуется солнечной постоянной S0. Для планеты Земля изменение значения солнечной постоянной за последние 35 лет представлено на рисунке. Рисунок 9 – Изменение значения солнечной постоянной за последние 35 лет. Из рисунка следует, что значение солнечной постоянной для Земли находится в ин- тервале 1367±0,13 Вт/м² и имеет период изменения около 11 лет. Красным цветом показа- но усреднение за месяц, чёрным – за год. Солнечная постоянная определяется для любой планеты солнечной системы и пред- ставляет собой характеристику количества солнечной энергии приходящей за единицу времени на перпендикулярную солнечным лучам единичную площадку на среднем рас- стоянии планеты от Солнца. Инсоляция – это поток солнечного излучения, падающего на единичную горизон- тальную площадку, в течение заданного отрезка времени ( ): ∫ ( ) (4) Инсоляции на верхней границе атмосферы Земли определяет величины энергии, приходящие от Солнца на различных широтах и в различное время года. Поток солнечной энергии на верхней границе атмосферы определяется формулой ( ) ( ) (5) где – поток на перпендикулярную направлению солнечного излучения единичную площадку на верхней границе атмосферы, θ – зенитный угол Солнца в рассматриваемой точке и в рассматриваемое время. Если учесть, что расстояние между Землёй и Солнцем меняется при движении Земли по орбите, то можно записать (6) где r0 и r – среднее и мгновенное расстояния Земли от Солнца. 20

Относительное изменение солнечного потока на верхней границе атмосферы Земли ( ( ) ) для различных месяцев года представлены в таблице. Таблица 6 – Относительные изменения солнечного потока по месяцам Номер месяца 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 в году 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 Из таблицы следует, что Земля получает от Солнца больше энергии зимой, чем ле- том. Земля зимой ближе к Солнцу, чем летом и поэтому получает почти на 7% больше энергии. Полная солнечная энергия, приходящая за день на единичную площадку, может быть определена на основе выражения [ ] [ ( )], (7) где Н – половина светового времени суток, т.е. от восхода и заката Солнца до полудня; ω – угловая скорость вращения Земли; φ – географическая широта; δ – склонение Солнца. Результаты расчётов полной солнечной энергии, приходящей за день на единичную площадку на верхней границе атмосферы, в зависимости от широты и дня года приведены на рисунке. Рисунок 10 – Суточные суммы солнечной энергии, приходящие на единичную площадку на верхней границе атмосферы, в зависимости от широты и времени года (Ку-Нан Лиоу, Основы радиационных процессов в атмосфере. Л.: Гидроме- теоиздат, 1984. - 376 с.). 21

Поскольку Солнце ближе всего подходит к Земле в январе (зима северного полуша- рия), распределение суточных сумм солнечной энергии происходит не совсем равномер- но. Максимальная инсоляция имеет место летом на полюсах, что связано с длительностью светового времени суток (24 часа). Минимальное количество равно нулю на полюсах во время полярных ночей. ⃰ ⃰ ⃰ Солнце – центральное тело Солнечной системы, в нём сконцентрировано более 99,86% всей её массы и удалено от Земли в среднем на расстояние 149 597 870 км. По земным меркам светимость Солнца колоссальна и достигает 3,85·1023 кВт. Даже ничтож- ная доля энергии, которая облучает земной шар (а это, примерно, одна десятимиллиард- ная) по своей мощности в десятки тысяч раз больше, чем могут выработать все электро- станции мира. Энергия солнечных лучей, падающих на перпендикулярную к ним площад- ку в 1 м2 на Земле, могла бы заставить работать двигатель мощностью 1,4 кВт, а 1 м 2 ат- мосферы Солнца излучает энергию с мощностью 60 мВт. Спектр электромагнитного излучения Солнца близок к спектру излучения абсолют- но чёрного тела с температурой около 60000 К. Суточные суммы солнечной энергии, при- ходящие на единичную площадку на верхней границе атмосферы, зависят от широты и времени года. Максимальная инсоляция на верхней границе атмосферы имеет место летом на полюсах, что связано с длительностью светового времени суток (24 часа), минималь- ная – на обоих полюсах во время полярных ночей. Для решения задач дистанционного зондирования Земли из космоса наиболее важ- ными являются отражённые от земных объектов солнечные электромагнитные излучения в ультрафиолетовом, видимом и инфракрасном частях спектра. Большая часть ультрафиолетового излучения УФ-А не поглощается кислородом и озоном атмосферы и достигает поверхности Земли. Ультрафиолетовое излучение УФ-В поглощается озоном и то, какая его часть достигнет поверхности, зависит от содержания озона в атмосфере Земли. Ультрафиолетовое излучение УФ-С поглощается озоном и кис- лородом атмосферы, а поверхности Земли достигает очень малая часть этого излучения. Видимое излучение попадает в «оптические окна» и практически не поглощается земной атмосферой. Чистый воздух рассеивает голубой свет несколько сильнее, чем свет с большими диапазонами волн, поэтому полуденное небо выглядит голубым. Инфракрасное излучение также называют «тепловым» излучением, так как инфра- красное излучение от нагретых предметов воспринимается кожей человека как ощущение тепла. В коротковолновом поддиапазоне инфракрасное излучение рассеивается почти также как в видимом диапазоне и основным источником этого излучения является Солн- це. В среднем поддиапазоне большая часть излучения поглощается компонентами атмо- сферы (водяной пар, углекислый газ). В дальнем поддиапазоне меньше энергии рассеива- ется в атмосфере, а основным источником излучения является поверхность Земли. Помимо знания спектральных характеристик электромагнитного излучения Солнца, приходящего на верхнюю границу атмосферы Земли, разработчикам космических систем ДЗЗ и пользователям космической информацией необходимо знать зависимость поступа- ющей энергии электромагнитного излучения Солнца от времени и географической широ- ты объекта мониторинга. 22

Chkmark
Всё

понравилось?
Поделиться с друзьями

Отзывы