4 года назад
Нету коментариев

Каким же образом стало известно, сколько энергии излучает Солнце?

На протяжении почти полутора столетий астрономы и геофизики затратили много усилий для того, чтобы определить солнечную постоянную. Так называется пол­ное количество энергии солнечного излучения всех длин волн, падающее на площадку в 1 см2, поставленную пер­пендикулярно солнечным лучам вне земной атмосферы и на среднем расстоянии Земли от Солнца. Определение солнечной постоянной кажется довольно простой зада­чей. Но это только на первый взгляд. В действительности же исследователь сталкивается с двумя серьезны­ми трудностями.

Прежде всего необходимо создать такой приемник излучения, который с одинаковой чувствительностью вос­принимал бы все цвета видимого света, а также ультра­фиолетовые и инфракрасные лучи — одним словом, весь спектр электромагнитных волн. Напомним читателю, что видимый свет, ультрафиолетовое и рентгеновское излу­чение, гамма-лучи, инфракрасное излучение и радиовол­ны в определенном смысле имеют одинаковую природу. Отличие их друг от друга обусловлено лишь частотой колебаний электромагнитного поля или длиной волны. В табл. 2 указаны длины волн лямбда различных областей спектра электромагнитного излучения, а также частоты v в герцах и энергии квантов hv в электронвольтах).

T_002

Как показывает табл. 2, видимая область, имея про­тяженность немного менее октавы, составляет весьма небольшую часть всего спектра электромагнитного излу­чения, простирающегося от гамма-лучей с длиной волны в тысячные доли нанометра до метровых радиоволн, бо­лее чем на 46 октав. Солнце излучает практически во всем этом гигантском диапазоне длин волн, и в солнеч­ной постоянной должна учитываться, как уже сказано, энергия всего спектра. Наиболее подходящими для этой цели являются тепловые приемники, например, термо­элементы и болометры, в которых измеряемое излуче­ние превращается в тепло, а показания прибора зависят от количества этого тепла, т. е. в конечном счете — от мощности падающего излучения, но не от его спектраль­ного состава.

Остроумно устроен компенсационный пиргелиометр Ангстрема, изобретенный в 1895 г. и получивший (с не­принципиальными усовершенствованиями) широкое рас­пространение. Представьте себе две рядом стоящие оди­наковые пластинки (из манганина). Обе они покрыты платиновой чернью или специальным черным лаком. Одна из них освещается и нагревается солнечными лу­чами, а другая закрыта шторкой. Через затененную пла­стинку пропускается электрический ток такой силы (ре­гулируется реостатом), чтобы ее температура была рав­на температуре освещенной пластинки. Мощность тока, необходимая для компенсации солнечного нагрева (от­сюда и название прибора — компенсационный пиргелио­метр) является мерой мощности падающего излучения.

Достоинство пиргелиометра Ангстрема в его просто­те, надежности и хорошей воспроизводимости показа­ний. Именно поэтому он уже более 85 лет применяется в разных странах. Тем не менее измерения с ним нуж­даются во внесении некоторых небольших, но трудно­определяемых поправок. Прежде всего никакое черне­ние (в том числе сажей, платиновой чернью и т. д.) не обеспечивает полного поглощения падающих лучей. Ка­кая-то доля их (порядка 1,5—2%) отражается, причем эта доля может меняться с длиной волны. В связи с этим в последние два десятилетия разработаны полост­ные приборы. Схема одного из них (пиргелиометр ПАКРАД-3, серийно выпускаемый фирмой «Лаборато­рия Эппли», США), приведена на рис. 1.

Схема полостного пиргелиометра

Схема полостного пиргелиометра

В верхнюю приемную полость l, образованную ци­линдром 2, конусом 3 с двойными стенками и усечен­ным конусом 4, солнечные лучи попадают через преци­зионную диафрагму 5. Термобатарея 6 позволяет опре­делить повышение температуры в верхней конструкции по сравнению с аналогичны­ми точками нижней, устро­енной в точности так же, как и верхняя (только ко­нус в ней развернут на 180° для компактности). Мощ­ность поглощаемого излуче­ния равна мощности тока, который необходимо пропу­стить по обмотке 7, чтобы при закрытой диафрагме 5 вызвать равное повышение температуры.

Поскольку солнечные лу­чи могут выйти из полости 1 только после нескольких отражений, полость, зачер­ненная изнутри таким же лаком, что и пластинки пир­гелиометра Ангстрема, обладает большим коэффициен­том поглощения. Он составляет 0,997—0,998, а в от­дельных случаях доходит до 0,9995. В этом преимуще­ство полостных приборов, получающих широкое распро­странение.

Вторая трудность определения солнечной постоянной порождается земной атмосферой. Последняя ослабляет любое излучение, причем ослабление сильно зависит от длины волны. Синие и фиолетовые лучи ослабляются значительно больше, чем красные, и еще сильнее ослаб­ляются ультрафиолетовые. Излучение с длиной волны меньше 300 нм вообще полностью задерживается земной атмосферой, как и большая часть инфракрасных лучей. К тому же оптические свойства атмосферы крайне непо­стоянны даже при ясной безоблачной погоде.

Из-за того что лучи разных длин волн ослабляются атмосферой по-разному, коэффициент прозрачности нельзя найти, проводя наблюдения в «белом свете» на приборах типа пиргелиометров, которые регистрируют неразложенное в спектр излучение всех длин волн. Со­вершенно необходим спектрометрический прибор. На­блюдения на нем позволят определить значения коэффи­циента прозрачности атмосферы по отдельности для ря­да длин волн. Только после этого можно вычислить по ним поправку за атмосферу к показаниям пиргелио­метра.

Все это очень осложняет определение солнечной по­стоянной с поверхности Земли. Не удивительно, что на­блюдения, сделанные, например, в прошлом столетии, имели низкую точность, и у разных авторов получались значение, различающиеся в 2 раза и более.

Методически самыми лучшими среди наземных опре­делений по праву считаются работы, начатые в 1900 г. и продолжавшиеся в течение нескольких десятилетий под руководством Ч. Аббота. Они показывали резуль­таты, имевшие разброс 2—3% около среднего значения. Сам Аббот интерпретировал этот разброс как реальные изменения солнечного излучения. Однако впоследствии более рафинированный анализ этих же самых наблю­дений показал, что разброс порожден ошибками, свя­занными прежде всего с недостаточным учетом нестабильностей земной атмосферы.

Между тем для метеорологии и ряда других наук о Земле, а также для астрофизики (в частности, физики планет) необходимы как более точное знание этой ве­личины, так и решение вопроса о том, является ли сол­нечная постоянная действительно постоянной, т. е. про­исходят ли и в каких пределах возможные колебания солнечного излучения.

Наиболее кардинальное решение проблемы дает ис­пользование искусственных спутников Земли. Спутники, предназначенные как раз для измерения солнечной по­стоянной, регулярно «работают» последние 10—12 лет. Вынос приборов за пределы атмосферы (конечно, наряду с усовершенствованием самих приборов) позволяет оп­ределять потоки солнечного излучения с невиданной ра­нее точностью — абсолютное значение до 0,3%, а воз­можные колебания до 0,001% от среднего значения. Тем не менее, несмотря на достигнутую точность, проблема колебаний солнечной постоянной до конца не решена. Установлено только, что их амплитуда (если они суще­ствуют) не более 0,1—0,2%. Не вдаваясь дальше в дис­куссию о стабильности солнечного излучения, отметим, что с точностью до 1 % солнечная постоянная составляет 137 мВт/см2, или 1,96 кал• (см2мин)-1.

Зная величину солнечной постоянной, мы можем по­лучить интересные данные. Рассмотрим некоторый уча­сток земной поверхности и примем, что угол падения солнечных лучей на него равен 60° (высота Солнца над горизонтом 30°). В этом случае, довольно типичном для условий средних широт, до поверхности Земли дойдет примерно 65% от полного потока излучения Солнца, остальное будет задержано атмосферой. Освещенность земной поверхности нужно еще уменьшить вдвое из-за наклонного падения лучей. Легко подсчитать, что при этих условиях на участок размером 5×10 км (равный площади среднего города) от Солнца поступает мощ­ность в 22 млн. кВт, т. е. больше, чем будет давать весь комплекс 5 электростанций, строящихся в Экибастузе. Далее, зная радиус земного шара, равный 6,371 • 108 см, легко найти площадь «поперечного сечения» Земли (1,275•1018 см2) и подсчитать, что мощность солнечного излучения, падающего на всю освещенную Солнцем по­ловину земной поверхности, составляет огромную вели­чину — около 1,7•1014 кВт. Чтобы представить ее более наглядно, достаточно сказать, что солнечной энергии, падающей на дневную полусферу Земли, достаточно, чтобы за 1 с растопить глыбу льда объемом 0,56 км3 (длиной и шириной 1 км и высотой 560 м) или за 4 ч нагреть от 0 до 100° С и вслед за тем испарить столько воды, сколько ее имеется в Ладожском озере (908 км3). Наконец, за 26 сут Солнце посылает на Землю энергии больше, чем ее содержатся во всех разведанных и про­гнозируемых запасах угля, нефти и газа и других ви­дов ископаемых топлив. Эти запасы оцениваются в 13•1012 т так называемого условного топлива (т. е. то­плива с теплотворной способностью 7000 кал/г, или 29,3•106 Дж/кг).

Энергетика всех явлений погоды, всех природных процессов, происходящих в земных атмосфере и гидро­сфере, таких, как ветер, испарение океанов, перенос вла­ги облаками, осадки, ручьи и реки и океанические тече­ния, движение ледников — все это в основном преоб­разованная энергия солнечного излучения, упавшего на Землю. Развитие биосферы определяется теплом и све­том, поэтому некоторые виды топлив, а также вся наша пища, по образному выражению К. А. Тимирязева, «есть консерв солнечных лучей».

Приведем еще одну цифру. Среднее расстояние Зем­ли от Солнца (или большая полуось земной орбиты) составляет 149,6•106 км. Отсюда полная светимость Солнца равна 3,82•1023 кВт, или 3,82•1033 эрг/с; эта ве­личина почти на 17 порядков превосходит мощность крупнейших технических энергоустановок, таких, как наши крупнейшие гидро- и тепловые электростанции.