Излучение Солнца

Спектр излучения

Солнце непрерывно испускает во все стороны отдельные порции - кванты - электромагнитного излучения. Каждый такой квант несет свою определенную энергию. За единицу измерения энергии квантов обычно принимают электронвольт (эВ). Электронвольт - это количество энергии, которое приобретает свободный электрон, ускоренный электрическим полем с разностью потенциалов в 1 Вольт (В). Известно, что электрический заряд величиной в 1 Кулон, ускоренный тем же полем, приобретает энергию в 1 Джоуль (Дж), или в 10⁷ эрг. Следовательно, если учесть, что заряд электрона равен - 1,6×10^-19 Кулон, то 1 эВ = 1,6×10^-12 Дж = 1,6×10^-12 эрг.

Солнечные кванты могут иметь самую различную энергию от миллионов (МэВ) и тысяч (кэВ) до миллионных долей электронвольта. Совокупность всех видов квантов, испускаемых Солнцем, называется спектром электромагнитного излучения Солнца, или просто спектром Солнца.

Кванты обладают волновыми свойствами. Поэтому спектр Солнца можно характеризовать не только разными значениями энергии квантов, но и разными значениями длин электромагнитных волн λ. Как известно, энергия кванта Е обратно пропорциональна λ

где h = 6,625×10^-27 эрг×сек - постоянная Планка; с = 3×10¹⁰ см/сек - скорость света. Так, например, кванту c энергией в 1 эВ соответствует длина волны λ=1,24. 10~4 см = 1,24×10^-4см = 1,24 мк = 12 400 Å^*. Квантам с большей энергией соответствуют более короткие волны, а с меньшей энергией - более длинные.

^* (1 Å (Ангстрем) = 10^-4 мк (микрон) = 10^-8 см; 1 мк = 10^-4 см = 10^-6 м.)

Для удобства весь спектр Солнца, в зависимости от значений длин воли, условно разделен на ряд областей. Области спектра со следующими граничными величинами длин волн называются соответственно: λ< 0,1 Å - гамма, 0,1≤λ<100 Å - рентгеновским, 100 ≤λ <3900 Å - ультрафиолетовым, 3900 ≤λ<7600 Å - видимым, 7600 ≤λ3×10⁷ Å = 0,3 см - инфракрасным и λ≥0,3 см - радиоволновым излучениями Солнца. Каждая из этих областей в свою очередь может быть подразделена по значению тех или иных характеристик излучения. Например, область видимого излучения, на которую реагирует глаз человека, в зависимости от длин волн подразделяется на следующие интервалы: фиолетовый (3900 - 4500 Å), синий (4500-4800 Å), голубой (4800-5100 Å), зеленый (5100-5700 Å), желтый (5700-5850 Å), оранжевый (5850-6200 Å) и красный (6200-7600 Å). Ультрафиолетовую, а также инфракрасную области часто делят на близкую и дальнюю части. При этом близкой называется та часть рассматриваемой области спектра, которая непосредственно прилегает к видимой области.

Наблюдатель, находящийся на земной поверхности, может исследовать лишь те области спектра, которые пропускает атмосфера Земли. Хорошо известно, что она прозрачна для видимого излучения. Лишь сравнительно небольшая часть его поглощается и рассеивается атмосферой. Прилегающие к области видимого излучения близкая ультрафиолетовая (2900-3900 Å) и близкая инфракрасная (7600-24000 Å) области спектра, несмотря на сильное поглощение, все же доступны наблюдениям с поверхности Земли. Однако дальше в обе стороны от этого оптического "окна" излучение Солнца проникает только до некоторого уровня в атмосфере. Рис. 36 иллюстрирует высоту, на которой излучение различных длин волн ослабляется вышележащими слоями земной атмосферы в 10 раз. По оси абсцисс отложены длина волны (внизу) и энергия кванта (вверху), а по оси ординат - высота над уровнем моря (справа) и атмосферное давление (слева). Для наглядности используются логарифмические шкалы. Рис. 36 показывает, что, помимо оптического "окна", расположенного в интервале 2900-24000 Å, атмосфера прозрачна также для радиоволнового излучения в интервале длин волн от 1 см до 20 м. Излучение в остальных участках спектра полностью или почти полностью поглощается в атмосфере Земли.

Поглощательная способность атмосферы в длинноволновой области спектра незначительна. Поэтому излучение здесь можно наблюдать со сравнительно небольших высот, а изучать - с аэростатов и шаров-зондов. Сильное всего атмосфера поглощает коротковолновую область спектра, где находятся дальнее ультрафиолетовое, рентгеновское и гамма-излучения. Поглощение в этой области так велико, что излучения с λ <2900 Å стали исследовать лишь в последние 10-20 лет с помощью ракет и искусственных спутников.

Рис. 36. Глубина проникновения электромагнитного излучения различных длин волн в атмосферу. Кривая соответствует ослаблению падающего излучения в 10 раз

Распределение энергии в спектре Солнца

Всякое черное тело, температура которого отлична от абсолютного нуля, излучает лучистую энергию. Это излучение не является монохроматическим, т. е. не принадлежит какой-либо одной длине волны, а так или иначе распределено по всем возможным длинам волн. В случае низких температур (менее 500 К) почти вся энергия излучается в инфракрасной и радиоволновой областях спектра. Так, около 99% лучистой энергии, испускаемой земной поверхностью при температуре 290 К, заключено в интервале длин волн от 3 до 80 мк с максимумом излучения около λ = 10 мк. Стратосфера, температура которой составляет около 210 К, 99% энергии излучает в диапазоне от 4 до 120 мк с максимумом при λ = 14 мк. По мере возрастания температуры абсолютно черного тела спектр теплового излучения его меняется. Во-первых, увеличивается излучательная способность - энергетическая светимость^* (ε), которая, согласно закону Стефана - Больцмана, пропорциональна четвертой степени абсолютной температуры тела Т:

^* (Энергетической светимостью, или просто светимостью, называется величина, измеряемая потоком излучения, который испускает единица поверхности тела по всем направлениям. В случае падающего потока эта величина называется энергетической освещенностью.)

где σ = 5,67×10^-5 эрг/см²×сек×град⁴ - постоянная Стефана - Больцмана. Во-вторых, с увеличением температуры максимум излучательной способности данного тела смещается в более коротковолновую область спектра (закон Вина):

Рис. 37. Распределение энергии в спектре Солнца

Распределение энергии в спектре Солнца напоминает распределение энергии в спектре излучения абсолютно черного тела с температурой 6000 К. Это положение иллюстрирует рис. 37, на котором по оси ординат отложены спектральные плотности энергетической светимости^* ε_λ, рассчитанные для интервала длин волн Δλ = 1 Å на среднем расстоянии Земли от Солнца, а по оси абсцисс - длины волн λ. Для удобства используются логарифмические шкалы. Сплошная кривая показывает изменение спектральной светимости Солнца в зависимости от длины волны. Для сравнения там же приведена аналогичная кривая (пунктир с точками) излучения абсолютно черного тела при температуре 6000 К.

^* (Спектральной плотностью энергетической светимости, или просто спектральной светимостью ε_λ называется энергетическая светимость тела Δε , которую оно имеет в интервале длин волн от λ до λ + Δλ. Очевидно, ε_λ = Δε/Δλ. Если рассматривается не испускаемое, а падающее излучение, то эта величина называется спектральной освещенностью.)

Обе кривые совпадают в видимой и инфракрасной областях спектра. Максимум спектральной светимости наблюдается в видимой области на длине волны λ≈ 4600 Å. Здесь ε_λ достигает величины 230 эрг/см² сек×Å. По обе стороны от максимума спектральная светимость убывает, причем в сторону инфракрасной области это происходит значительно медленнее, чем в сторону ультрафиолетовой и рентгеновской областей. В интервале 2900 >λ> 2100 Å спектральная светимость Солнца убывает с длиной волны быстрее, чем у абсолютно черного тела. Однако далее она падает медленнее, и уже в области λ≈ 1000 Å Солнце излучает в 2-3 раза больше энергии, чем абсолютно черное тело. При λ <500 Å падение спектральной светимости Солнца вообще сменяется небольшим ростом, т. е. излучение Солнца уже не имеет ничего общего с излучением абсолютно черного тела. Это объясняется тем, что в области λ < 2000 Å излучение фотосферы, которое определяет практически всю энергию в инфракрасной, видимой и близкой ультрафиолетовой областях спектра, спадает до минимума и основным источником коротковолнового излучения является горячая плазма верхней хромосферы и нижней короны. Она испускает не непрерывный спектр, как это делает плазма фотосферы, а яркие эмиссионные линии. Последние появляются на уже очень слабом фоне непрерывного спектра в интервале 1900-1800 Å и практически полностью определяют всю энергию излучения в области с λ < 1500 Å. Именно эти эмиссионные линии объясняют наблюдаемый "избыток" излучения в коротковолновой области спектра Солнца.

Таким образом, основным источником коротковолнового излучения являются разреженные слои атмосферы Солнца. Неудивительно поэтому, что интенсивность коротковолнового излучения очень мала и подвержена значительным изменениям во времени. Общая светимость Солнца в области с длиной волны короче 1500 Å составляет всего лишь 10 эрг/см²×сек. Несмотря на это, влияние коротковолнового излучения на процессы, протекающие в верхней атмосфере Земли, чрезвычайно велико.

Какую же освещенность создает солнечное излучение, т. е. какой величины поток лучистой энергии падает на перпендикулярную солнечным лучам единицу площади, на среднем расстоянии Земли от Солнца? Чтобы получить эту величину, необходимо просуммировать спектральные освещенности или светимости по всем интервалам длин волн, т. е. достаточно найти на рис. 37 площадь, ограниченную кривой распределения энергии в спектре Солнца и осью абсцисс. Вычисления показывают, что солнечное излучение со всеми возможными длинами волн создает энергетическую освещенность, величина которой равна ≈1,4×10⁶ эрг/см²×сек = 1,4×10³ Вт/м^2*.

^* (1 Вт (Ватт) = 1 Дж/сск = 10⁷ эрг/сек.)

В геофизике электромагнитное излучение Солнца называют солнечной радиацией, а величину потока солнечной радиации, падающего на перпендикулярную солнечным лучам площадку в 1 см² (при среднем расстоянии Земли от Солнца и отсутствии земной атмосферы), называют не энергетической освещенностью, а солнечной постоянной. Последнюю обычно выражают в калориях на 1 см² за минуту. Учитывая, что 1 кал = 4,1868×10⁷ эрг и 1 мин. = 60 сек., находим солнечную постоянную - 2 кал/см²×мин. Трудности, связанные с ее определением, не позволяют до сих пор получить значение с точностью больше чем несколько процентов^*. Наибольшие изменения величины солнечной постоянной связаны с поправками, которые добавляются к энергии излучения Солнца в недоступных для наблюдений с поверхности Земли коротковолновой λ< 2900 Å и инфракрасной λ > 2,4 мк областях спектра. Величина солнечной постоянной, по-видимому, зависит от солнечной активности. Однако изменения ее, вероятно, не превосходят точности современных измерений.

^* (По данным последних измерений, наиболее вероятной величиной солнечной постоянной является 1,94 кал/см²×мин. Энергетическая освещенность соответственно равна 1,35×10⁶ эрг/см²×сек.)

В настоящее время зависимость потока коротковолнового излучения от фазы солнечной активности не вызывает сомнений. Установлено, что эта зависимость тем значительнее, чем короче длины волн. Так, по данным американских ученых, за период от минимума солнечной активности в 1953 г. до максимума в 1959 г. поток излучения увеличился в интервале длин волн 44-60 Å в 7 раз, в интервале 8-20 Å - 60 раз и в области короче 8 Å - в 600 раз. По данным, полученным советским ученым С. Л. Мандельштамом за последние 20 лет, в течение 11-летнего цикла энергетическая светимость Солнца возрастает от минимума к максимуму солнечной активности следующим образом: в области длин волн короче 10 Å - от 1×10^-5 до 3×10^-3 эрг/см²×сек; в интервале 10-20 Å - от 1×10^-4 до 2×10^-2 и в интервале 40-60 Å - от 1×10^-2 до 5×10^-2 эрг/см²×сек^*.Особенно резкое увеличение потока рентгеновского излучения наблюдается в моменты хромосферных вспышек. Пределы изменения спектральной светимости Солнца в рентгеновской области, обусловленные солнечной активностью, иллюстрирует рис. 37 (пунктир). Общая энергетическая светимость Солнца в рентгеновской области λ< 100 Å составляет 0,1 - 1 эрг/см²×сек. Несмотря на такую малую величину потока энергии, рентгеновское излучение вносит определенный вклад в процессы, протекающие в верхней атмосфере.

^* (Все величины солнечной радиации вычислены для среднего расстояния Земли от Солнца.)

Солнечное радиоизлучение также подвержено значительным флюктуациям, которые увеличиваются от десятков до тысяч раз с ростом длины волны. Так, от минимума солнечной активности к максимуму поток радиоизлучения может возрастать в тысячи раз для волн короче 10 см. Однако энергетическая светимость Солнца в области радиоволнового излучения λ> 0,3 см чрезвычайно мала - не превышает 10^-5 эрг/см² ×сек. Поэтому оно не вызывает каких-либо заметных земных явлений, если не считать увеличения уровня шумов при радиосвязи.

В отличие от коротковолнового и радиоволнового излучений, испускаемых плазмой хромосферы и короны, видимое и инфракрасное излучения, приходящие к Земле из фотосферы, характеризуются постоянством во времени и чрезвычайно большой интенсивностью. Так, поток в видимой области составляет 47%, а в инфракрасной - 45% полного потока энергии, поступающего от Солнца. Остальные 8% приходятся на долю ультрафиолетового излучения, главным образом близкой его части.

Замечательно то, что большая часть наиболее интенсивного излучения Солнца приходится как раз на область оптического окна, простирающегося от 2900 до 24 000 Å. В этом интервале длин волн Солнце излучает свыше 95% всей энергии. Именно благодаря этому значительная часть энергии солнечного излучения достигает поверхности Земли. На излучение в дальней инфракрасной и коротковолновой областях спектра, которое полностью или почти полностью поглощается атмосферой, приходится соответственно 3,6 и 1%.

Флюктуации потока энергии, имеющие место в коротковолновой и радиоволновой областях спектра, не могут заметным образом повлиять на величину солнечной постоянной, так как они ничтожно малы по сравнению с общим потоком солнечной радиации. Геологические и палеонтологические данные показывают, что в течение последних нескольких сот миллионов лет Солнце светило примерно так же, как и сейчас.