close

Вход

Забыли?

вход по аккаунту

код для вставкиСкачать
Пудовкин О.Л.
Дистанционное зондирование Земли
из космоса: структура и электромагнитное
излучение Солнца
Москва, 2013
1
Предисловие
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 5 монографий. Доктор
технических наук, член-корреспондент Академии космонавтики и Академии военных наук. В космической отрасли
с 1973 года: командно-измерительный комплекс МО РФ,
Научно-технический комитет РВСН, Военно-научный комитет Космический войск; вице-президент, главный конструктор, советник в организациях космической отрасли;
эксперт космического кластера Фонда «Сколково». Член
нескольких диссертационных советов.
Дистанционное зондирование Земли (ДЗЗ) из космоса суть наблюдение, измерение и
регистрация энергетических и поляризационных характеристик собственного и отражённого
излучения элементов суши, океанов и атмосферы Земли в различных диапазонах электромагнитных волн, способствующих определению местоположения, описанию характеристик и
временной изменчивости естественных природных параметров и явлений, природных ресурсов Земли, окружающей среды, а также антропогенных объектов и образований.
Определяющим свойством ДЗЗ из космоса является возможность получения оперативной информации о пространственных объектах больших размеров расположенных в любой
части планеты Земля в условиях ограничений на источники, распространение и возможность
регистрации физической основы процесса – естественного и искусственно создаваемого
электромагнитного излучения. При этом под пространственными объектами понимаются
любые конкретные объекты или явления, которые могут быть определены однозначным содержанием и границами и описаны в виде набора данных.
Наибольший эффект дистанционное зондирование Земли даёт при выборе оптимального размещения средств получения информации о пространственных объектах на наземных
(надводных), летательных воздушных и космических платформах в зависимости от предметной области решаемых задач. Так, например, применение приборов видимого диапазона
электромагнитного спектра космического базирования ограничено баллистическими параметрами орбит космических аппаратов и текущими характеристиками атмосферы в большей
степени, чем приборов авиационного базирования, обеспечивающее съёмку поверхности суши и моря по нижней кромке облаков, большую оперативность при необходимости детализации текущих ситуаций и разрешающую способность.
Первую опытную воздушную съемку осуществил 18 мая 1886 года над СанктПетербургом поручик А.М. Кованько, положив начало развитию воздушного фотографирования в России. Первый фотоснимок был получен с высоты 800 м, второй – с высоты 1200 м;
оба – при наклонном положении оптической оси обыкновенного раздвижного фотоаппарата
с простым моментальным затвором и форматом снимка 12×16 см. Третий снимок был произведен над Петропавловской крепостью с высоты 1350 м при приближённо отвесном положении оптической оси камеры.
Первые снимки Земли из космоса в США были получены в октябре 1946 года с высоты
104,6 км фотоаппаратом, который был установлен на запущенной с полигона White Sands
(штате Нью-Мексико) ракете А-4. В Советском Союзе реальные снимки из космоса были получены летом 1957 года с помощью разработанного на Красногорском механическом заводе
малогабаритного фотоаппарата АФА-39, поднятого ракетой на высоту около 120 км. Прак2
тическое применение космических снимков началось с момента запуска первых космических
аппаратов (КА) фоторазведки, создаваемых в рамках военных программ.
28 февраля 1959 года на околоземную орбиту был запущен первый американский КАфоторазведчик, созданный по программе CORONA с целью получения изображений земной
поверхности (прежде всего территорий СССР и Китая). Первое успешное возвращение капсулы с отснятой пленкой было выполнено в августе 1960 года. В Советском Союзе первый
запуск КА-фоторазведчика «Зенит» состоялся 11 декабря 1961 года, который закончился неудачно. Со второй попытки 26 апреля 1962 года КА-фоторазведчик «Зенит» был выведен на
орбиту и получил обозначение «Космос-4». Третий «Зенит» был запущен 28 июля 1962 года,
выполнил программу полёта и успешно возвратился на Землю одиннадцать дней спустя.
Первопроходцами для гражданского использования информации дистанционного зондирования Земли стали метеорологические космические системы. В Советском Союзе с запуска в 1967 году КА «Космос-144» и «Космос-156» начала функционировать первая метеорологическая космическая система «Метеор», а в США подобная система была развёрнута на
базе КА «Тирос» в феврале 1966 года. Собственно космические системы ДЗЗ стали успешно
использоваться в США после запуска 8 апреля 1970 года космического аппарата LANDSAT1, в Советском Союзе – после запуска 5 сентября 1979 года космического аппарата РЕСУРСФ1.
Появление информации дистанционного зондирования Земли из космоса вне рамок военного применения, открытой и доступной на коммерческом рынке, привело к необходимости разработки и принятия на уровне Генеральной Ассамблеи ООН резолюция 41/65 от 3 декабря 1986 года «Принципы, касающиеся дистанционного зондирования Земли из космического пространства».
Процессы дистанционного зондирования Земли из космоса реализуются в рамках космических систем различного целевого назначения и характеризуются различным пространственным, спектральным, радиометрическим и временным разрешением. Потребителям информация может представляться в виде первичных и обработанных данных или проанализированной информации (терминология резолюции Генеральной Ассамблеи ООН 41/65 от
03.12.1986 г.).
В рамках программы NASA Earth Observing System были сформулированы уровни обработки данных дистанционного зондирования:
уровень 0 – данные, поступающие непосредственно от устройства, без служебных данных (синхронизационные фреймы, заголовки, повторы);
уровень 1а – реконструированные данные устройств, снабжённые маркерами времени,
радиометрическими коэффициентами, эфемеридами (орбитальными координатами) спутника;
уровень 1b – данные уровня 1а, преобразованные в физические единицы измерения;
уровень 2 – производные геофизические переменные (высота океанских волн, влажность почвы, концентрация льда) с тем же разрешением, как у данных уровня 1;
уровень 3 – переменные, отображённые в универсальной пространственно-временной
шкале, возможно дополнительные интерпретации;
уровень 4 – данные, полученные в результате расчётов на основе предыдущих уровней.
В России космические системы ДЗЗ создаются в рамках государственных программ
(распространённая практика космических державах) и имеют в большинстве случаев статус
систем двойного назначения. В качестве нормативных документов обычно используют военные ГОСТ, которые определяют космическую систему (КС) как совокупность одного или
нескольких космических комплексов и специальных комплексов, предназначенная для решения различных задач в космосе и из космоса.
В результате нескольких десятилетий стагнации в космической отрасли российские КС
ДЗЗ весьма малочисленны по составу орбитальных группировок и не обеспечивают в необходимом объёме и с требуемым качеством потребителей информации ДЗЗ (прежде всего
государственных). Многие годы не решались системные вопросы об информационном взаимодействии КС ДЗЗ и комплексов потребителей информации ДЗЗ, т.е. вопросы о рациональ3
ном разделении функций специального комплекса между ними. При этом информация ДЗЗ
характеризуется определённой универсальностью, но её использование для решения конкретных задач, конечно, предъявляет определённые требования к её качеству и количеству.
В период стагнации космической отрасли информационную брешь удалось частично
закрыть операторам информационных услуг ДЗЗ (ИТЦ «СканЭкс», Компания «Совзонд»,
НЦ ОМЗ и другие), которые обеспечили доступ потребителей на рынок информации от зарубежных КС ДЗЗ.
Негативной стороной стагнации космической отрасли стала зависимость от зарубежных программных продуктов и информации КС ДЗЗ, отставание от мирового уровня развития отечественных космических систем ДЗЗ и низкая доля присутствия на рынке космическом услуг, деградация научных школ и предприятий создателей космических систем ДЗЗ и
прочее.
Сама по себе наука не приносит денег. Богатство возникает как побочный эффект развития науки. В период стагнации космической отрасли игнорирование этого закона привело
не только к деградации уровня академических и прикладных исследований, но и к скудности
публичных научных знаний. Лучшие из них по проблематике ДЗЗ из космоса были написаны
в большинстве случаев в прошлом тысячелетии. Современные статьи в журналах и доклады
на научных форумах скорее носят рекламный характер.
Система публичных научных знаний по направлению дистанционного зондирования
Земли из космоса необходима заказчикам при формировании требований и разработчикам
космических систем, создателям специальных комплексов потребителей, для организации
баз пространственных данных и построения эффективного рынка услуг, подготовки специалистов по профилю и решению других задач. Система знаний должна быть максимально доступна для обсуждения научной общественностью, проста в управлении, восприимчива к новизне, доступна потребителям. Обеспечивать понимания сути возникающих проблем всеми
специалистами, участвующими в создании космических систем ДЗЗ. Успех достигает тот,
кто обеспечивает качество и удовлетворяет потребности.
Построение системы научных знаний могло бы базироваться на принципе открытых
исходников – работа «всем миром» – сформулированном и успешно использованном создателем операционной системы LINUX Линусом Торвальдсом. Модель открытых исходников
возникла под влиянием идеологии, утвердила себя в качестве технологии и подтвердила
свою работоспособность на рынке, в настоящее время вышла за пределы рамок технологии и
деловой области. Например, на её основе был организован проект открытого законодательства на базе юридического факультета Гарвардского университета.
Не раскрывая суть модели (информация доступна как и открытые исходники) отметим,
что Линусу Торвальдсу взамен небольшой группки, работающей в обстановке секретности,
удалость получить безграничные ресурсные возможности. В реализуемых проектах могут
принимать участие миллионы лучших умов мира, при этом их работа идёт под неусыпным
контролем коллектива, которому нет равных.
Систему публичных научных знаний по направлению дистанционного зондирования
Земли из космоса можно представить классификатором с верхними уровнями:
0 – область системных знаний по направлению ДЗЗ из космоса;
1 – Солнце – источник электромагнитного излучения видимого диапазона;
2 – космические системы ДЗЗ;
3 – оптика атмосферы Земли;
4 – предметные области ДЗЗ.
4
Классификационная схема может быть расширена направлениями лазерной и радиотехнической локацией, которые имеют исключительное значение для практики. В соответствии с принципом открытых исходников схема может быть модифицирована.
Одними из наиболее важных элементов публичных знаний о космических системах
ДЗЗ (классификатор 4) являются вопросы построения и применения специальных комплексов, которые предназначены для решения задач гидрометеорологии, экологии, мониторинга
чрезвычайных ситуаций, широкого спектра природохозяйственных задач (сельское и лесное
хозяйство, промысел морепродуктов, геология и поиск полезных ископаемых, землеустройство, строительство, прокладка транспортных магистралей, картография, создание и обновление геоинформационных систем, гидротехника и мелиорация), задач океанографии и океанологии, научных задачи фундаментального изучения состояния и эволюции Земли, как целостной и развивающейся экологической системы.
Наиболее приемлемой формой публичных знаний о космических системах ДЗЗ могла
бы стать система электронных монографий – научные книги, посвящённые исследованиям
какого-нибудь одного вопроса, одной теме, одного направления по концептуальной модели.
Материалами для наполнения монографий могли бы стать труды огромного числа российских и зарубежных исследователей, которые пылятся на полках и в ящиках столов, а их обсуждение могло бы проводиться коллективом специалистов на основе INTERNET, которое
не ограничено административными барьерами кафедр, отделов, ведомств и прочих структур.
Наиболее рационально было бы развивать проект как электронное приложение к авторитетному журналу по схожей тематике и на основе его электронных ресурсов.
В представленной монографии рассматриваются структура и электромагнитное излучение Солнца.
Доктор технических наук Пудовкин О.Л.
e-mail: [email protected]
5
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 (лат. Roxima – «ближайшая») – красный карлик, относящийся к звёздной 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, который
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 качестве
одной из основных единиц измерения расстояний в астрономии и называют астрономической 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 2·10 27 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 98000 атомов гелия, 850 – кислорода, 360 – углерода, 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. Следовательно, объем 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. Даже
ничтожная доля этой энергии, которая облучает земной шар (а это, примерно, одна десятимиллиардная) по своей мощности в десятки тысяч раз больше, чем могут выработать все
электростанции мира. Энергия солнечных лучей, падающих на перпендикулярную к ним
площадку в 1 м2 на Земле, могла бы заставить работать двигатель мощностью 1,4 кВт, а 1 м 2
атмосферы Солнца излучает энергию с мощностью 60 мВт.
Рисунок 1 – Строение Солнца. Солнце состоит
из внутренних слоёв – зона ядерных реакций,
зона переноса лучистой энергии и зона конвекции, а также атмосферы, включающей фотосферу, хромосферу и корону, переходящую в солнечный ветер.
6
1.1. Внутренние слои Солнца
Теоретические исследования прошлого столетия, подтвержденные экспериментальными 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 постоянно
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.
Рисунок 2 – SOHO (англ. Solar and Heliospheric Observatory, код обсерватории «249») – космический аппарат 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.
Температура в солнечном ядре составляет около 15 000 0000 К (для сравнения: температура 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 космическим аппаратом SOHO, показал, что в ядре скорость вращения Солнца вокруг своей оси значительно
выше, чем на поверхности.
В ядре осуществляется протон - протонная термоядерная реакция, в результате которой
из четырёх протонов образуется самый распространённый из двух природных изотопов 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 (3,6·10 38 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 (3,8·1026 Вт), что эквивалентно детонации 9,1·1010 мегатонн тротила в секунду. Известно, что самым мощным энергетическим
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 иоттоватт (1 ИВт = 1024 Вт) или более
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 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 поверхности Солнца, они рассеивают часть энергии в менее энергичных слоях, по сравнению с
ядром. Оценки «времени прохождения фотона» варьируются от 40000 лет до 50 миллионов
лет. Каждый гамма-квант из ядра Солнца преобразуется в несколько миллионов видимых
фотонов, которые и излучаются с его поверхности.
7
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 солнечным
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, верхней – границу, выше которой начинается активное перемешивание вещества (конвективная 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 низкая 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 путём последовательного поглощения и излучения фотонов отдельными слоями частиц. В силу того, что
энергия излучённого фотона всегда меньше энергии поглощённого, 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 свет.
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 постоянно происходит процесс перемешивания. Полагают, что движущиеся в нём потоки плазмы
вносят основной вклад в формировании 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 километров, а ещё
ближе к поверхности – в 3 - 4 раза меньшие гранулы. В зависимости от размеров гранулы
живут от суток до долей часа. Когда эти продукты коллективного движения плазмы добираются до поверхности Солнца, их легко можно наблюдать посредством телескопа со специальным фильтром.
1.2. Атмосфера Солнца
Атмосферой Солнца называют три внешних слоя Солнца – фотосфера, хромосфера и
корона. Корона переходит в солнечный ветер. Слои расположены выше конвективной зоны и
состоят в основном (по числу атомов) из водорода, 10% гелия, 0,0001% углерода, азота и
кислорода, 0,00001% металлов вместе со всеми остальными химическими элементами.
Самый глубокий из внешних слоёв – фотосфера, которую часто неправомерно называют «поверхностью Солнца», хотя у газообразного шарообразного тела поверхности не может
8
быть. Условились под радиусом Солнца понимать расстояние от центра до слоя с минимальным значением температуры.
Фотосфера (перевод с греческого «сфера света») – слой атмосферы звезды, кажущаяся
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 8000 - 100000 К до ми-8
нимальной на Солнце температуры около 43000 К. Плотность фотосферы составляет от 10
-9
3
15
16
до 10 г/см (концентрация частиц от 10 до 10 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, энергия
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 постоянно 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 Солнце,
сфотографированная в видимом свете
космическим аппаратом HINODE-3,
декабрь 2006 года.
Хромосфера (от древнегреч. 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 видимом спектре хромосферы доминирует красная H-альфа линия излучения водорода из серии
Бальмера. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхности, из неё
постоянно происходят горячие выбросы, называемые спикулами.
Спикула – основной элемент тонкой структуры хромосферы Солнца. Если наблюдать
лимб Солнца в свете определённой и строго постоянной частоты, то спикулы будут видны
как столбики светящегося газа, достаточно тонкие в солнечных масштабах с диаметром 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 20000 м/с.
Спикула живёт 5 - 10 минут.
Количество одновременно существующих на Солнце спикул превышает десятки тысяч
и может доходить до миллиона. Из них практически состоит хромосферная сетка. Температура хромосферы увеличивается с высотой от 40000 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, расположенная 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
9
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 супергрануляции размером до 30 тысяч км в поперечнике;
флоккулы – светлые облакоподобные образования, чаще всего приуроченные к районам с сильными магнитными полями – активным областям, окружающим солнечные пятна;
волокна и волоконца (фибриллы) – тёмные линии различной ширины и протяжённости,
как и флоккулы, часто встречающиеся в активных областях.
Рисунок 4 – Солнечное затмение 11 августа 1999 года.
Хромосфера видна в виде тонкой красной полоски вокруг диска, корона – в виде ареала.
Корона – последняя внешняя оболочка Солнца. Корона в основном состоит из протуберанцев и энергетических извержений, исходящих и извергающихся на несколько сотен и
даже более миллиона километров в пространство, образуя солнечный ветер.
Средняя температура короны составляет от 1 000 0000 до 2 000 0000 К, а максимальная,
в отдельных участках, – от 8 000 0000 до 20 000 0000 К. Несмотря на такую высокую температуру, она видна невооружённым глазом только во время полного солнечного затмения, так
как плотность вещества в короне мала, а потому невелика и яркость.
Форма короны меняется в зависимости от фазы цикла солнечной активности: в периоды максимальной активности она имеет округлую форму, а в минимуме – вытянута вдоль
солнечного экватора.
Поскольку температура короны очень велика, она интенсивно излучает в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Эти излучения не проходят сквозь земную атмосферу, но
изучаются с помощью космических аппаратов. Излучение в разных областях короны происходит неравномерно.
Существуют горячие активные и спокойные области, а также корональные дыры с относительно невысокой температурой в 600 0000 К, из которых в пространство выходят магнитные силовые линии. Такая «открытая» магнитная конфигурация позволяет частицам беспрепятственно покидать Солнце, поэтому солнечный ветер испускается в основном 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 короны. 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 фраунгоферов спектр, такой же как и спектр фотосферы. Он составляет F-компоненту солнечной
короны. На высоте 20' F-компонента доминирует в спектре короны. Высота 9'-10' принимается за границу, отделяющую внутреннюю корону от внешней короны.
10
Солнечный ветер истекает из внешней части солнечной короны и представляет собой
поток ионизированных частиц (в основном протонов, электронов и α-частиц), распространяющийся 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 1,4·106 - 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
фотосферы. Медленный солнечный ветер вдвое более плотный и менее постоянный, чем
быстрый. Медленный солнечный ветер имеет более сложную структуру с регионами турбулентности.
В среднем Солнце излучает с ветром около 1,3·1036 частиц в секунду. Следовательно,
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 корпускулярное излучение (солнечный ветер).
Исходящее из центральной области Солнца излучение, по мере движения к внешним
сферам, перестраивается из коротковолнового в длинноволновое. Если в центре присутствуют гамма-излучение и рентгеновское, то в средних слоях солнечного шара преобладают 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 описывается 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, соответствующий сине-зеленому интервалу световой гаммы излучения. Остальные 45% энергии солнечной радиации содержатся в основном в инфракрасном диапазоне, и лишь незначительная
часть приходится на радиоизлучение.
Абсолютно чёрное тело это такое тело, которое поглощает на все 100% любое излучение, которое падает на него (коэффициент поглощения равен 1, коэффициент отражения – 0).
Имеется в виду не только видимый свет, но и радиоволны, ультрафиолет, рентгеновские лучи и т.д. Если абсолютно чёрное тело нагреть, то оно начнёт излучать электромагнитные
волны во всём диапазоне от радиоволн до гамма-излучения. Причём оно излучает во всём
спектре электромагнитного излучения, но не равномерно. Спектральная плотность имеет
пик. Чем сильнее нагрев, тем больше смещение в сторону высоких частот. Абсолютно чёрные тела в природе не существуют – это математическая модель. Ближе всего к спектру излучения абсолютно чёрного тела спектр излучения звёзд. Поэтому холодные звёзды красного
цвета, а горячие – голубые.
Излучение Солнца происходит из разных слоёв, поэтому в качестве температуры рассматривается 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.
11
Спектральное распределение излучения абсолютно чёрного тела описывается законом
Планка:
.
(1)
Данную формулу обычно записывают в виде:
.
(2)
– спектральная плотность излучения, Вт·см-2·мкм-1;
Здесь
λ
h
Т
с
– длина волны, мкм;
– постоянная Планка (6,6256±0,0005)·10-34 Вт·с2;
– абсолютная температура, 0К;
– 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·К;
k – постоянная Больцмана (1,38054 ± 0,00018)·10-23 Вт·с·К-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·К-4.
Таким образом, полное излучение абсолютно чёрного тела увеличивается пропорционально четвёртой степени температуры.
Продифференцировав уравнение Планка, получается закон смещения Вина:
(4)
λmax
– длина волны, на которой наблюдается максимум распределения спектральной
плотности излучения по длинам волн;
а = 2897,8 ± 0,4 мкм·0К.
Лучистая энергия Солнца является основным источником энергии для Земли. Радиация
от звезд и Луны ничтожно мала по сравнению с солнечной, существенного вклада в процессы на Земле не вносит. Так же ничтожно мал поток энергии, который направлен к поверхности из глубины планеты.
Количество приходящей от Солнца к Земле энергии определяется интегральным параметром, 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 расстоянии 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 солнечной
постоянной как приходящей солнечной энергии в единицу времени на единичную площадку,
перпендикулярную лучам, на среднем расстоянии от Земли до Солнца. Такую величину ча12
сто называют спектральной солнечной постоянной S0(λ). Тогда для солнечной постоянной,
введенной ранее, используют уточняющий термин интегральная солнечная постоянная.
Стандартный спектр Солнца c «грубым спектральным разрешением» и спектр абсолютно 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 обусловлено
тем, что формирование уходящего излучения Солнца в различных спектральных областях
происходит на различных высотах при различных температурах.
Коротковолновая часть спектра наиболее губительна для жизни на Земле и включает:
гамма-излучение (гамма-лучи, γ-лучи) – вид электромагнитного излучения с чрезвычайно малой длиной волны – менее 5·10-3 нм (частота – более 6·1019 Гц), ярко выраженными
корпускулярными и слабо выраженными волновыми свойствами. Источник – ядерные и космические процессы, радиоактивный распад;
рентгеновское излучение – электромагнитные волны, энергия фотонов которых лежит
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% солнечной радиации наибольшая часть приходится на ультрафиолетовое излучение, которое сильно поглощается атмосферой Земли. Спектр поглощения озона имеет пик
примерно на длине волны 250 нм, у кислорода два пика – 110 и 200 нм. Коротковолновый
диапазон ультрафиолета по поглощению перекрывается кислородом, в среднем диапазоне –
озоном. При длине электромагнитной волны 250 нм озон поглощает практически всё излучение, при 300 нм – 97%.
13
Ультрафиолетовая часть спектра занимает диапазон между фиолетовой границей
видимого излучения и рентгеновским излучением.
В 1801 году немецкий физик Иоганн Вильгельм Риттер обнаружил, что хлорид серебра,
разлагающийся под действием света, быстрее всего разлагается под действием невидимого
излучения за пределами фиолетовой области спектра. Тогда многие ученые, включая 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 ультрафиолетовое излучение называли также актиническим излучением, по способности воздействовать на конкретные светочувствительные материалы предусмотренным способом.
В соответствии со стандартом ISO-DIS-2134 введены характеристики ультрафиолетового 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
Наименование
Аббревиатура
Длина волны, нм
Количество энергии
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
диапазон
УФ-А, UVA
400 нм - 315 нм
3.10 - 3.94 эВ
Ультрафиолет B,
средневолновой
диапазон
УФ-В, UVB
315 нм - 280 нм
3.94 - 4.43 эВ
Ультрафиолет С,
коротковолновой
диапазон
УФ-С, UVC
280 нм - 100 нм
4.43 - 12.4 эВ
Ближний ультрафиолетовый диапазон часто называют «черным 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 кислородом
атмосферы, а поверхности Земли достигает очень малая часть этого излучения.
Ультрафиолет может быть весьма вреден для здоровья человека, поэтому в 1994 году
Всемирная метеорологическая организация (ВМО) совместно с Всемирной организацией
здравоохранения (ВЛЗ) предложили ввести индекс солнечного ультрафиолета – UV-индекс,
Вт/м2.
Видимая часть спектра (видимый свет, или просто свет) воспринимаемая человеческим глазом, занимает диапазон с длинами волн от 380 нм (фиолетовый) до 780 нм
(красный), или частотный диапазон от 400 до 790 терагерц (1 ТГц = 1012 Гц). Наибольшую
чувствительность к свету человеческий глаз имеет в области 555 нм (540 ТГц) – зелёная
часть спектра.
14
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 отметить, что
вопрос «цветов радуги» не из сферы физики и биологии. Им должны заниматься лингвисты и
филологи. В радуге славянских народов семь цветов только потому, что есть отдельное
название для голубого цвета (по сравнению с англичанами) и для зеленого (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 «Оптика»
и Иоганн Гёте в работе «Теория Цветов». Ньютон открыл дисперсию света в призмах и первым использовал слово спектр (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 взаимосвязь между
цветами и музыкальными нотами. Цвет спектра от
«красного» до «фиолетового» разделены нотами,
начиная с ноты «ре» (D). Круг составляет полную
октаву.
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 такие
цвета, которые могут быть получены световыми волнами одной длины (или очень узким
диапазоном), называются спектральными цветами. Основные спектральные цвета видимого
света имеют собственные названия, а их характеристики представлены в таблице 2.
Таблица 2 – Характеристики видимого света
Цвет
Диапазон длин
волн, нм
Диапазон
частот, ТГц
Диапазон
энергии
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
15
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 красным
концом видимого спектра с длиной волны 0,74 мкм и началом микроволнового излучения с
длиной волны 1 мм.
Последнее время длинноволновую окраину этой части спектра выделяют в отдельный,
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 инфракрасное излучение от нагретых предметов воспринимается кожей человека как ощущение тепла.
При этом длины волн, излучаемые телом, зависят от температуры нагревания: чем выше
температура, тем короче длина волны и выше интенсивность излучения.
Инфракрасное излучение было открыто в 1800 году английским астрономом У. Гершелем, который обнаружил, что в полученном с помощью призмы спектре Солнца за границей
красного цвета (в невидимой части спектра) температура термометра повышается.
В XIX веке было доказано, что инфракрасное излучение подчиняется законам оптики 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 также
как в видимом диапазоне и основным источником этого излучения является Солнце. В среднем поддиапазоне большая часть излучения поглощается компонентами атмосферы (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 определяющее
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 прекращают
деятельность клетки. Внешне это проявляется в пожелтении и побурении листьев, скручивании стеблей и отмирании точек роста. Но солнечная часть жесткого ультрафиолета 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 холодостойкость.
На хлорофилл ультрафиолетовые лучи практически не действуют.
16
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 вытягиваются. 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 интенсивному 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 физиологических 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 (фотопериодических).
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 излучение
при низких температурах может частично поглощаться хлорофиллом и не перегревать лист,
что будет полезно для фотосинтеза
Рисунок 7 – Влияние длины волны на развитие растений
Радиоволны (микроволны). Солнце излучает не только энергию от гамма до инфракрасного 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 феврале 1942 как источник помех на экранах английских радиолокаторов во время Второй Мировой 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 активности.
17
Радиоволны излучаются горячими, сильно ионизованными газами внешней атмосферы
Солнца. Эти разреженные газы, практически прозрачные для видимого света, оказываются
непрозрачными для радиоизлучения с определенными длинами волн. Непрозрачность растет
с увеличением концентрации свободных электронов и уменьшением температуры, а также с
увеличением длины волны.
Хромосфера, которая имеет достаточно высокую концентрацию электронов и температуру 5000 - 100000 К, непрозрачна для дециметровых и метровых волн, поэтому выйти из неё
и достичь Земли могут только сантиметровые волны. Метровые же волны могут прийти
только из лежащей выше более разрежённой и горячей солнечной короны с температурой
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 радиодиапазоне размер солнечного диска зависит от длины волны, на которой ведется наблюдение.
На метровых волнах радиус Солнца больше, чем на сантиметровых, и в обоих случаях он
больше радиуса видимого диска.
Радиоизлучение Солнца включает тепловую и нетепловую составляющие. Тепловое
радиоизлучение, обусловленное столкновениями электронов и ионов, движущихся с тепловыми скоростями, определяет нижнюю границу интенсивности радиоизлучения «спокойного» Солнца. Интенсивность радиоизлучения принято характеризовать величиной яркостной
температуры Tb.
Рисунок 8 – Зависимость интенсивности основных компонентов радиоизлучения
Солнца (их яркостной температуры) от частоты (длины волны)
Яркостная температура – фотометрическая величина, характеризующая интенсивность излучения. Часто используется в радиоастрономии. По определению, яркостная температура – это такая температура, которую имело бы абсолютно чёрное тело, обладающее такой же интенсивностью в данном диапазоне частот. Нужно отметить, что яркостная температура не является температурой в привычном понимании. Она характеризует излучение, и в
18
зависимости от механизма излучения может значительно отличаться от физической температуры излучающего тела. Например, у пульсаров она достигает 1026 К.
В случае излучения «спокойного» Солнца на сантиметровых волнах Tb ~ 104 К, а на
метровых Tb ~ 106 К. 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 идеализацией, в действительности же Солнце никогда не бывает совершенно спокойным: бурные процессы в солнечной атмосфере приводят к появлению локальных областей, радиоизлучение
которых намного увеличивает наблюдаемую величину интенсивности по сравнению с уровнем «спокойного» Солнца.
Образование на поверхности Солнца центров активности (факелов и пятен) сопровождает 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 тысяч км, где напряженность магнитного поля около 1000 Э. Тогда электроны помимо излучения при соударениях с протонами (тормозное излучение) должны излучать и
при движении вокруг магнитных силовых линий (магнитотормозное излучение). Такое излучение обусловливает возникновение над активными областями ярких радиопятен, которые
появляются и исчезают примерно в то же время, что и видимые пятна.
Поскольку пятна изменяются медленно (дни и недели), то столь же медленно меняется
радиоизлучение корональных конденсаций. Поэтому его называют медленно меняющимся
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 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 T b в
107 -108 К. Более интенсивные всплески на сантиметровых волнах обусловлены, повидимому, 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 радиоизлучение, 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 длительностью около 1 секунды (радиовсплески I типа) в узких интервалах частот. Это радиоизлучение связано
с плазменной турбулентностью, которая возбуждается в короне над развивающимися активными областями, содержащими крупные пятна.
Выбросы быстрых электронов и других заряженных частиц из области хромосферной
вспышки вызывают ряд эффектов в радиоизлучении активного Солнца. Самые обычные из
них – радиовсплески III типа. Их характерной особенностью является то, что частота радиоизлучения меняется со временем, причем в каждый момент времени оно появляется 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 уменьшается, примерно на 20
МГц в 1 секунду. Весь всплеск длится около 10 секунд.
Радиовсплески III типа создаются потоком частиц, выброшенным вспышкой и движущимися через корону. Поток возбуждает колебания плазмы (плазменные волны) на частоте,
которая определяется электронной плотностью в том месте короны, где поток в данный момент находится. А поскольку электронная плотность уменьшается при удалении от поверхности Солнца, то движение потока сопровождается постепенным уменьшением частоты
плазменных волн. Часть энергии этих волн может превращаться в электромагнитные волны с
19
той же или удвоенной частотой, которые и регистрируются на Земле в виде радиовсплесков
III типа с двумя гармониками. Как показали наблюдения на космических аппаратах, потоки
электронов, распространяясь в межпланетном пространстве, генерируют 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, которая 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 диапазонов.
Когда сильная ударная волна достигает верхней части короны, появляется непрерывное
радиоизлучение в широком диапазоне частот – радиоизлучение IV типа. Оно похоже на радиовсплески V типа, но отличается от последних большей длительностью (иногда до несколько часов). Радиоизлучение IV типа генерируется субрелятивистскими электронами в
плотных облаках плазмы с собственным магнитным полем, которые выносятся в верхние
слои короны. Обычно источники радиоизлучения IV типа поднимаются в короне со скоростью в несколько сотен км/с и прослеживаются до высот 5 солнечных радиусов над фотосферой. Вспышки, с которыми связаны интенсивные сантиметровые всплески и радиоизлучение II и IV типов на метровых волнах, часто сопровождаются геофизическими эффектами
– повышением интенсивности потоков протонов в околоземном космическом пространстве,
прекращением радиосвязи на коротких волнах через полярные области, 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 структуру.
Перечисленными типами всплесков не ограничивается радиоизлучение Солнца, однако описанные выше компоненты являются основными.
В соответствии с регламентом международного союза электросвязи (МСЭ) радиоволны
разделены на диапазоны от 0.3·10N Гц до 3·10N Гц, где N - номер диапазона, таблица 4. Российский ГОСТ 24375-80 почти полностью повторяет эту классификацию. Следует отметить,
что данная классификация не получила широкого распространения.
Радиоизлучение Солнца соответствует диапазонам 8 - 11, которые широко используются в практике телевизионного и радиовещания, радиосвязи, навигации, персональной связи,
локации и т.д. Следует отметить, что данная классификация не получила широкого распространения.
В мире широко используется классификация, которая принята в IEEE, таблица 5. Институт инженеров по электротехнике и электронике – IEEE (англ. Institute of Electrical and
Electronics Engineers) – международная некоммерческая ассоциация специалистов в области
техники. Появилась в 1963 году, в результате слияния Института радиотехников (англ.
Institute of Radio Engineers, IRE), созданном в 1912 году и Американского института инженеров-электриков (англ. American Institute of Electrical Engineers, AIEE), созданном в 1884 году.
Главная цель IEEE – информационная и материальная поддержка специалистов для организации и развития научной деятельности в электротехнике, электронике, компьютерной технике и информатике, приложение их результатов для пользы общества, а также профессиональный рост членов IEEE, распространение информации о новейших исследованиях и разработках в радиоэлектронике и электротехнике.
20
Таблица 4 – Классификация радиоволн по регламенту МСЭ и ГОСТ 24375-80
Диапазон N обозначение
МСЭ
Диапазон
длин
волны
Название
волн
Диапазон
частот
Название
частот
Диапазон
энергии
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
8 – VHF
1 - 10 м
Метровые
30 - 300 МГц
Очень высокие (ОВЧ)
124 нэФ - 1,24 мкэФ
9 – UHF
10 cм - 1 м
Дециметровые
300 - 3000 МГц
Ультра высокие (УВЧ)
1,24 - 12,4 мкэФ
10 – SHF
10 - 100 мм
Сантиметровые
3 - 30 ГГц
Сверхвысокие (СВЧ)
12,4 - 124 мкэФ
11 – EHF
1 - 10 мм
Миллиметровый
30 - 300 ГГЦ
Крайне высокие (КВЧ)
124 мкэФ - 1,24 мэФ
12 – THF
0,1 - 1 мм
Децимиллиметровые
300 - 3000 ГГц
Гипервысокие
1,24 - 12,4 мэФ
Таблица 5 – Классификация радиоволн по IEEE
Диапазон
Этимология
Диапазон частот
Диапазон 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
8-12 ГГц
2,5-3,75 см
X
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 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 электромагнитного спектра (длины волн от
3,75 до 2,5 см), хотя в спутниковой связи «сдвинут» в сторону C-диапазона и лежит примерно между 7 и 10,7 ГГц. Во время Второй Мировой войны Х-диапазон был засекречен, и поэтому получил название X-диапазона.
21
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 представлены на рисунке.
Рисунок 9 – Изменение значения солнечной постоянной за последние 35 лет
Из рисунка следует, что значение солнечной постоянной для Земли находится в интервале 1367±0,13 Вт/м² и имеет период изменения около 9 лет. Красным цветом показано
усреднение за месяц, чёрным – за год.
Солнечная постоянная определяется для любой планеты солнечной системы и представляет собой характеристику количества солнечной энергии приходящей за единицу времени на перпендикулярную солнечным лучам единичную площадку на среднем расстоянии
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.
22
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
в году
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
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 летом.
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.: Гидрометеоиздат, 1984. 376 с.).
23
Поскольку Солнце ближе всего подходит к Земле в январе (зима северного полушария),
распределение суточных сумм солнечной энергии происходит не совсем равномерно. Максимальная инсоляция имеет место летом на полюсах, что связано с длительностью светового
времени суток (24 часа). Минимальное количество равно нулю на обоих 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 ничтожная доля энергии, которая облучает земной шар (а это, примерно, одна десятимиллиардная) по своей мощности в десятки тысяч раз больше, чем могут выработать все электростанции мира. Энергия
солнечных лучей, падающих на перпендикулярную к ним площадку в 1 м 2 на Земле, могла
бы заставить работать двигатель мощностью 1,4 кВт, а 1 м2 атмосферы Солнца излучает
энергию с мощностью 60 мВт.
Спектр электромагнитного излучения Солнца близок к спектру излучения абсолютно
чёрного тела с температурой около 60000 К. Суточные суммы солнечной энергии, приходящие 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), минимальная – на обоих полюсах во время полярных ночей.
Для решения задач дистанционного зондирования Земли из космоса наиболее важными
являются отраженные 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 кислородом
атмосферы, а поверхности Земли достигает очень малая часть этого излучения.
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, поэтому полуденное небо выглядит голубым.
Инфракрасное излучение также называют «тепловым» излучением, так как инфракрасное 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 Солнце. В среднем
поддиапазоне большая часть излучения поглощается компонентами атмосферы (водяной
пар, углекислый газ). В дальнем поддиапазоне меньше энергии рассеивается 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 поступающей энергии электромагнитного излучения Солнца от времени и географической широты
объекта мониторинга.
24
1/--страниц
Пожаловаться на содержимое документа