Видимое излучение Солнца имеет почти постоянную интенсивность, которую называют солнечной постоянной.

Спектр электромагнитного излучения Солнца – сплошной (во всех диапазонах), и наблюдения проводят всеми астрономическими методами (разного типа телескопами).

Следовательно, и извлекать выгоду от солнечной энергии можно во всех частотных диапазонах.

Строение Солнца

За счет чего Солнце способно непрерывно излучать в окружающее пространство огромный поток лучистой энергии?

Солнце имеет слоистую структуру.

I – центральная зона, ядро, в котором происходит термоядерный синтез гелия в реакция p-p цикла и C-N (или C-O-N) цикла.

Протон-протонный цикл (p-p, Г. Бете, 1939 г.) происходит в звездах небольших масс (M < 1, 3M_ ). Ядра атомов (протоны) " прижимаются" благодаря колоссальным температурам и давлению, обеспечивая превращение водорода в гелий, но перемешивания вещества нет.

Эффективность энерговыделения p-p цикла очень зависит от температуры (T) ядра звезды (r – плотность звёзды):

.

Углеродно-азотный цикл (C-N) происходит в самом центре ядра Солнца, сопровождается конвективными процессами перемешивания вещества и составляет 3-5 % от числа реакций

Эффективность энерговыделения C-N цикла более существенно зависит от температуры T ядра звезды (r – плотность звёзды, x_O – концентрация кислорода, x_CN – концентрация углерода и азота):

,

Если общий поток солнечной энергии сопоставить с массой Солнца, то количество излучаемой энергии, приходящееся на единицу массы (например, на 1 г солнечного вещества), в среднем пренебрежимо мало – каждый грамм «сожженного» водорода выделяет всего 6 ^. 10 ¹¹ Дж:

" Поток солнечной энергии, приходящийся в среднем на единицу массы Солнца, равен потоку энергии, выделяемой такой же по массе кучей прелых листьев в лесу."

(советский астрофизик В. Г. Курт)

Солнце расходует водород и стареет – скорость «сгорания» водорода внутри Солнца 4, 3 млн. тонн в секунду. Но запасов солнечного «топлива» так много, что общая продолжительность жизни Солнца достигнет порядка 10 млрд. лет. При этом по сравнению с другими типами звёзд Галактики наше «степенное» Солнце не способно ни пульсировать, ни взрываться.

II – зона радиационного переноса, т. е. переноса лучистой энергии, или перенос энергии электромагнитными волнами (фотонами, гамма-квантами), от ядра к внешним слоям Солнца. Толщина зоны порядка 2/3 радиуса Солнца, т. е. около 4 ^.10 ⁸ м.

Эти фотоны возникают в результате ядерных реакций в ядре и стремятся выйти за пределы ядра. Фотонный газ находится в термодинамическом равновесии с веществом и поэтому взаимодействует с ним. Они многократно:

- рассеиваются (преимущественно на электронах),

- отражаются,

- поглощаются,

- повторно излучаются.

Основной механизм переноса энергии – диффузия и рассеяние фотонов на - электронах (томсоновское рассеяние).

Оценим время диффузии:

1) средняя длина свободного пробега фотона зависит от его частоты (n) и температуры (T) вещества (h - постоянная Планка, k – Постоянная Больцмана):

(1)

2) коэффициент диффузии фотонов равен (c – скорость распространения фотонов):

(2)

3) время диффузии фотонов

(3)

Подставим (1) в (2) и (2) в (3):

.

Численно получим:

- десять тысяч лет.

С удалением от ядра температура вещества солнца уменьшается, энергия фотонов уменьшается, поэтому время диффузия фотонов достигает миллионов лет.

III – зона циркулярной конвекции, в которой происходит перемешивание вещества.

Приближаясь к этой зоне, энергия фотонов уменьшается, становится равной термической энергии солнечного вещества. Поэтому в зоне III начинает доминировать процесс конвекции, т. е энергия переносится веществом (движением сравнительно тяжёлых химических элементов), а не фотонами. Толщина этой зоны примерно 1/3 радиуса Солнца.

Время подъёма движения конвективной ячейки сравнительно невелико - всего несколько десятков лет. А верхняя граница конвективной зоны имеет вид мелких гранул, видоизменяющихся на протяжении нескольких минут. Эти гранулы называют " рисовыми зернами", они видны даже через телескоп с достаточно скромными возможностями.

IV – атмосфера Солнца.

В составе атмосферы Солнца – те же элементы, которые в составе Земли.

Строение солнечной атмосферы

Атмосфера Солнца имеет слоистое строение:

1) фотосфера,

2) хромосфера,

3) корона,

4) солнечный ветер.

1. Фотосфера – видимая " поверхность" Солнца толщиной от 500 до 1000 км. Она образована гранулами, похожими на кучевые облака. Каждая отдельная гранула существует 5¸ 10 мин, после чего распадается, а на её месте образуются новые гранулы.

Гранулы окружены темными промежутками – потоками опускающихся более холодных газов.

Эффективную температуру фотосферы (температура на поверхности Солнца) определяют из закона Стефана – Больцмана (s_B – постоянная):

,

Сле6довательно:

.

^.

В фотосфере проявляется заметная активность солнечных пятен – выходов магнитных полюсов в виде тёмных областей (Джордж Эллери Хейл, 1908 г.)

Солнечные пятна можно наблюдать невооруженным глазом:

- в античные времена;

- Галилео Галилей " заново открыл" солнечные пятна и произошёл крах аристотелевско-птолемеевской модели Вселенной, согласно которой звёзды являются идеальными неподвижными безструктурными сферами;

- систематические наблюдения с середины XVIII века;

- в настоящее время (через защитные фильтры)

Наибольшей величины площадь солнечных пятен достигает на десятый день, после этого пятна постепенно уменьшаются и исчезают. В целом весь процесс занимает около 2 месяцев.

Сильные магнитные поля в области солнечных пятен удерживают плазму, поэтому на поверхности пятна конвекции нет. Магнитные поля играют роль естественных " магнитных ловушек" (удержание плазмы искусственным образом в лабораторных условиях на Земле с помощью установок, например, ТОКАМАК, до сих пор не удалось осуществить). В результате мы и наблюдаем эти области пониженной температуры.

Самая тёмная область пятна называется тенью, а вокруг нее – промежуточная светлая зона, называемая полутенью.

Солнечные пятна кажутся тёмными:

а) они холоднее окружающей их фотосферы,

б) яркость в центре пятна примерно в 10 раз меньше яркости фотосферы.

Солнечные пятна могут появляться по одному, но, как правило, возникают группами. Кроме того, они смещаются по поверхности Солнца - сами по себе или (более вероятно) из-за неравномерного вращения Солнца.

Когда магнитное поле Солнца усиливается, появляются факелы - собой более яркую (горячую) область фотосферы, слегка выступающую над её невозмущенным уровнем.

Лучше всего факелы видны на краю солнечного диска. Они могут существовать без изменений в течение нескольких недель и месяцев.

2. Хромосфера представляет собой яркий розоватый разреженный слой раскаленных газов толщиной 10¸ 20 тыс. км, расположенный выше фотосферы. Температура хромосферы – 10 000 К.

Наблюдения с помощью специальной аппаратуры показывают, что хромосфера покрыта направленными вверх нитями раскаленного газа, которые представляют собой выбросы водорода и называются спикулами. Они могут достигать в высоту 10 000 км.

Усиление яркости области хромосферы над факелами и солнечными пятнами называют флоккулами. Между флоккулами наблюдаются хромосферные вспышки, имеющие характер взрыва:

1) в начале вспышки яркость одного из флоккулов внезапно возрастает так, что это бывает заметно в видимом свете на фоне фотосферы, и за короткое время (< 1 мин) распространяется на десятки тысяч километров;