Составители:
Рубрика:
11
атмосферой». Фотосфера – область весьма разреженного газа с характерной плотностью
(1−3)⋅10
-7
см
-3
и давлением 5−150 мбар. Излучение фотосферы имеет непрерывный спектр.
Слой относительно «холодных» газов в верхней части фотосферы и нижней части
хромосферы поглощает часть этого излучения в спектральных линиях поглощения атомов
углерода, кремния, кадмия, магния, железа и т. д. За счет этого поглощения возникает
спектр поглощения Солнца. Поэтому в спектре уходящего
излучения Солнца четко видны
эти линии поглощения – фраунгоферовы линии.
Если аппроксимировать спектральную зависимость уходящего излучения Солнца по
формуле Планка для излучения абсолютно черного тела, то наилучшее приближение дают
температуры 5800−6000 К. Однако в разных спектральных областях подобные
эквивалентные температуры оказываются разными. Это обусловлено тем, что
формирование уходящего излучения Солнца в
различных спектральных областях
происходит на различных высотах.
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 солнечной постоянной как приходящей солнечной энергии в единицу
времени на единичную площадку, перпендикулярную лучам, на среднем расстоянии от
Земли до Солнца. Такую величину часто называют спектральной солнечной постоянной
S
0
(
λ
), а для солнечной постоянной, введенной ранее, используют уточняющий термин
интегральная солнечная постоянная S
0
.
∫
∞
=
0
00
)(
λλ
dSS
. (1.1.4)
Солнечное излучение – основной источник нагревания атмосферы и поверхности.
Поэтому измерения спектра Солнца и солнечной постоянной проводятся уже долгое
время. В последние годы измерения S
0
(
λ
) и S
0
осуществляются с помощью аппаратуры,
установленной на спутниках. По последним данным значение интегральной солнечной
постоянной Земли составляет (1366 ± 1) Вт⋅м
-2
.
Стандартный спектр Солнца c грубым спектральным разрешением показан на
рис. 1.3. Для сравнений на рисунке приведена кривая излучения черного тела (функция
Планка) при температуре T = 5785 К. Эта кривая хорошо аппроксимирует спектр Солнца в
его средней части – в диапазоне длин волн 0.2 мкм−1 см. На краях солнечного спектра – в
УФ и радиодиапазоне отличия
от излучения черного тела при T = 5785 К очень велики.
Если рассмотреть спектр Солнца при высоком спектральном разрешении, то мы увидим
не такую гладкую картину, а наличие многих фраунгоферовых линий, обусловленных, как
мы уже упоминали, поглощением различных элементов в солнечной фотосфере и
хромосфере. Из всей солнечной энергии, приходящей к нашей планете
, примерно 40 %
приходится на видимый диапазон (0.4
−
0.7 мкм), 10 % – на более короткие длины волн и
50 % на более длинноволновое излучение.
Страницы
- « первая
- ‹ предыдущая
- …
- 9
- 10
- 11
- 12
- 13
- …
- следующая ›
- последняя »
