日射。 太陽光線

表面上の目立った存在感

太陽光として知られる太陽からの放射線は、赤外線 (IR) から紫外線 (UV) までの範囲の電磁波が混合したものです。 これには、電磁スペクトルの IR と UV の間にある可視光が含まれます。

電磁波の伝播速度

すべての電磁波 (EM) は真空中で約 3.0x10*8 m/s の速度で伝播します。 宇宙は完全な真空ではなく、実際には低濃度の粒子、電磁波、ニュートリノ、磁場が含まれています。 地球と太陽の間の平均距離は 1 億 4,960 万 km 以上あるため、放射線が地球に到達するまでに約 8 分かかります。 太陽は、IR、可視、UVの範囲だけで輝くわけではありません。 基本的に、高エネルギーのガンマ線を放出します。

しかし、ガンマ線光子は地表まで長距離を移動し、常に太陽プラズマに吸収され、周波​​数の変化を伴って再放出されます。

ガンマ線光子は、地表に到達するまでに、IR、可視、UV スペクトルになります。 赤外線は私たちが感じる熱です。 それと可視光がなければ、地球上の生命は不可能です。 太陽フレアの際には、X線も放出します。 太陽の電磁放射が地球の大気に到達すると、その一部は吸収され、残りは地表に到達します。

特に、紫外線はオゾン層に吸収され、熱として再放出され、成層圏の加熱につながります。

情報源: オサッチー・ゲンナディ・ボリソビッチ

投稿日: 2012 年 10 月 22 日

多くの再生可能エネルギー源 (RES) エネルギー システムおよび設備の基本モジュールである天日塩池による太陽エネルギー貯蔵の効率に影響を与える主要因と副次要因を判断するために、図 1 を見てみましょう。図 1 は、太陽熱が天日塩池の高温塩水に並行かつ順次進行する様子を示しています。 また、さまざまな種類の太陽放射の値とその合計値も継続的に変化します。

図 1 - 天日塩池の熱塩水に向かう途中の太陽放射 (エネルギー) の強度の変化のヒストグラム。

さまざまな種類の太陽放射の積極的な利用の有効性を評価するために、池への太陽放射の濃度（流量の増加）と熱塩水による太陽放射の蓄積に、自然要因、技術要因、運用要因のどれがプラスの影響を及ぼし、どのマイナスの影響があるかを判断します。

地球と大気は太陽から年間 1.3∙10 24 cal の熱を受け取ります。 それは強度によって測定されます。 単位時間当たりに太陽から太陽光線に垂直な表面積に伝わる放射エネルギーの量（カロリー）。

太陽の放射エネルギーは、直接放射線と散乱放射線の形で地球に到達します。 合計。 それは地表に吸収され、完全には熱に変換されず、その一部は反射放射線の形で失われます。

直接放射線と散乱放射線（全体）、反射放射線と吸収放射線は、スペクトルの短波部分に属します。 短波放射に加えて、大気からの長波放射 (対向放射) が地表に入り、次に地表は長波放射 (自己放射) を放射します。

直接太陽放射は、天日塩池の水面へのエネルギー供給における主な自然要因を指します。

太陽円盤から直接放射される平行光線の形で活動面に到達する太陽​​放射は、直接太陽放射と呼ばれます。

直接太陽放射はスペクトルの短波部分に属します（波の波長 λ は 0.17 ～ 4 ミクロンで、実際には、波長 0.29 ミクロンの光線が地表に到達します）。

太陽のスペクトルは、次の 3 つの主な領域に分けることができます。

紫外線（λ< 0,4 мкм) - 9 % интенсивности.

短波紫外領域（λ< 0,29 мкм) практически полностью отсутствует на уровне моря вследствие поглощения О2, О3, О, N2 и их ионами;

近紫外域（0.29μm）< λ < 0,4 мкм) достигает Земли малой долей излучения, но вполне достаточной для загара;

可視放射線（0.4μm）< λ < 0,7 мкм) - 45 % интенсивности.

澄んだ大気は可視放射線をほぼ完全に透過し、この種の太陽エネルギーが地球に伝わる「窓」となります。 エアロゾルや大気汚染の存在が、このスペクトルの放射線の顕著な吸収の原因となる可能性があります。

赤外線 (λ > 0.7 μm) - 強度 46%。 近赤外線（0.7μm）<λ < 2,5 мкм). На этот диапазон спектра приходится почти половина интенсивности солнечного излучения. Более 20 % солнечной энергии поглощается в атмосфере, в основном парами воды и СО2 (диоксидом углерода). Концентрация СО2 в атмосфере относительно постоянна и составляет 0,03 %, а концентрация паров воды меняется очень сильно - почти до 4 %.

2.5 ミクロンを超える波長では、弱い地球外放射線は CO2 と水によって激しく吸収されるため、この範囲の太陽エネルギーのうち地表に到達するのはほんの一部だけです。

太陽放射の遠赤外線範囲 (λ > 12 μm) は、実際には地球には届きません。

地球上での太陽エネルギーの利用という観点からは、0.29 ～ 2.5 μm の波長範囲の放射線のみを考慮する必要があります。

大気圏外の太陽エネルギーのほとんどは 0.2 ～ 4 ミクロンの波長範囲にあり、地表では 0.29 ～ 2.5 ミクロンの波長範囲にあります。

一般的に、太陽が地球に与えるエネルギーの流れがどのように再分配されるかを見てみましょう。 地球上に降り注ぐ任意の 100 単位の太陽光発電 (1.36 kW/m 2 ) を取り上げ、大気中でのその経路をたどってみましょう。 太陽スペクトルの短紫外線である 1 パーセント (13.6 W/m2) は、外気圏と熱圏の分子に吸収され、分子を加熱します。 近紫外線のさらに 3 パーセント (40.8 W / m 2) は成層圏のオゾンによって吸収されます。

太陽スペクトルの赤外線尾部 (4% または 54.4 W / m 2) は、水蒸気を含む対流圏の上層に残ります (上層には水蒸気が実質的に存在しません)。

太陽エネルギーの残りの92シェア（1.25kW / m 2）は、0.29ミクロンの大気の「透明窓」に当たります。<λ < 2,5 мкм. Они проникают в плотные приземные слои воздуха. Значительная часть их (45 единиц или 612 Вт/м 2), преимущественно в синей видимой части спектра, рассеиваются воздухом, придавая голубой цвет небу. Прямые солнечные лучи - оставшиеся 47 процентов (639,2 Вт/м 2) начального светового потока - достигают поверхности. Она отражает примерно 7 процентов (95,2 Вт/м 2) из этих 47 % (639,2 Вт/м 2) и этот свет по пути в космос отдает ещё 3 единицы (40,8 Вт/м 2) диффузному рассеянному свету неба. Сорок же долей энергии солнечных лучей, и ещё 8 от атмосферы (всего 48 или 652,8 Вт/м 2) поглощаются поверхностью Земли, нагревая сушу и океан.

大気中に散乱された光のパワー (わずか 48 シェアまたは 652.8 W / m 2) は部分的に吸収され (10 シェアまたは 136 W / m 2)、残りは地表と宇宙の間に分配されます。 地表に到達する量よりも多くが宇宙空間に行き、30 シェア (408 W / m 2) 増加、8 シェア (108.8 W / m 2) 減少しました。

これは、地球の大気中の太陽エネルギーの再分布の一般的で平均的な図でした。 ただし、居住地や職場の特定の地域の人のニーズを満たすために太陽エネルギーを使用するという特定の問題を解決することはできません。その理由は次のとおりです。

地球の大気は斜めの太陽光線をよりよく反射するため、赤道および中緯度での時間日射量は高緯度よりもはるかに大きくなります。

雲のない大気の太陽の高さ（地平線からの高度）90、30、20、および12⁰（大気の空気（光学）質量（m）は1、2、3、および5に対応します）の値は、約900、750、600、および400 W / m 2（42⁰-m = 1.5、およびで）の強度に対応します。 15 ⁰ - m = 4)。 実際、入射放射線の総エネルギーは、直接成分だけでなく、これらの条件下で気団1、2、3、5で散乱される水平面上の放射線強度の散乱成分の値もそれぞれ110、90、70、50 W / m 2 であるため、示された値を超えています（空の半分しか見えないため、垂直面の係数は0.3〜0.7です）。 さらに、太陽に近い空の領域では、半径約 5⁰ の範囲に「太陽周暈」が存在します。

表 1 は、地球のさまざまな地域の日射量に関するデータを示しています。

表 1 - クリーンな大気のための地域別の直接コンポーネントの日射量。

表 1 は、日射量が赤道ではなく 40 度付近で最大になることを示しています。 同様の事実は、軌道面に対する地軸の傾きの結果でもあります。 夏至の期間、熱帯地方の太陽はほぼ一日中頭上にあり、日照時間は 13.5 時間となり、春分の日の赤道よりも長くなります。 緯度が上がると日の長さが長くなり、太陽放射の強さは減少しますが、日中の日射量の最大値は緯度約 40 度で発生し、(雲のない空の条件の場合) 北極圏までほぼ一定のままです。

表 1 のデータは純粋な大気に対してのみ有効であることを強調しておく必要があります。 世界の多くの国で典型的な産業廃棄物による曇りや大気汚染を考慮すると、表に示されている値は少なくとも半分になる必要があります。 たとえば、環境保護闘争が始まる前の 20 世紀 70 年のイギリスでは、年間日射量は 1700 kWh/m 2 ではなく、わずか 900 kWh/m 2 でした。

バイカル湖の大気の透明度に関する最初のデータは、V.V. によって得られました。 1964 年のバッファロム 彼は、バイカル湖の直接太陽放射の値がイルクーツクよりも平均して13％高いことを示しました。 夏のバイカル湖北部の大気の平均分光透過率係数は、赤、緑、青のフィルターでそれぞれ 0.949、0.906、0.883 です。 夏には冬よりも大気が光学的に不安定になり、この不安定さは正午前から午後まで大きく異なります。 水蒸気とエアロゾルによる減衰の年間経過に応じて、太陽放射の総減衰に対するそれらの寄与も変化します。 一年の寒い時期にはエアロゾルが主な役割を果たし、一年の暖かい時期には水蒸気が主な役割を果たします。 バイカル盆地とバイカル湖は、大気の全体的な透明度が比較的高いという特徴があります。 光学質量 m = 2 の場合、透明度係数の平均値は 0.73 (夏) から 0.83 (冬) の範囲になります。

エアロゾルは、池の水域への直接太陽放射の流れを大幅に減少させ、主に池の新鮮な層を自由に通過する波長を持つ可視スペクトルの放射を吸収します。これは、池による太陽エネルギーの蓄積にとって非常に重要です。 (厚さ 1 cm の水の層は、1 ミクロンを超える波長の赤外線を実質的に通さない)。 そのため、数センチの厚さの水が遮熱フィルターとして使われます。 ガラスの場合、長波長赤外線の透過限界は 2.7 μm です。

草原を自由に移動する大量の塵粒子も、大気の透明度を低下させます。

電磁放射はすべての加熱された物体から放出され、物体が冷たくなるほど放射の強度は低くなり、そのスペクトルの最大値はさらに長波領域にシフトします。 非常に単純な関係 λ max X T = c 1 [c 1 = 0.2898 cm∙deg.] があります。 (ウィーンの法則)]、これを利用すると、温度 T (⁰K) の物体の最大放射がどこにあるかを簡単に確立できます。 たとえば、温度 37 + 273 = 310 ⁰K の人体は、値 λ max = 9.3 µm 付近で最大値の赤外線を放射します。 そして、たとえば、温度 90 ⁰С の天日乾燥機の壁は、値 λ = 8 µm 付近で最大の赤外線を放射します。

可視日射 (0.4 μm)< λ < 0,7 мкм) имеет 45 % интенсивности потому, что температура поверхности Солнца 5780 ⁰К.

かつては、カーボン フィラメントを使用した白熱灯からタングステン フィラメントを使用した最新のランプへの移行が大きな進歩でした。 問題は、カーボンフィラメントの温度は2100⁰K、タングステンフィラメントの温度は最大2500⁰Kに達する可能性があるということです。 なぜこの 400 ⁰K がそれほど重要なのでしょうか? 問題は、白熱灯の目的は加熱ではなく、光を与えることであるということです。 したがって、曲線の最大値が目に見える調査に収まるような位置を達成する必要があります。 理想は、太陽の表面の温度に耐えられるフィラメントを持つことです。 しかし、2100 ⁰K から 2500 ⁰K への移行でも、可視放射線に起因するエネルギーの割合は 0.5 % から 1.6% に増加します。

(熱対流をなくすため) 手のひらを下から近づけると、わずか 60 ～ 70 ⁰С に加熱された体から放射される赤外線を誰でも感じることができます。

池の水域への直接日射の到達は、水平照射面への到達に対応します。 同時に、上記は、季節的および毎日の両方で、特定の時点での到着の量的特性が不確実であることを示しています。 太陽の高さ (大気の光学質量) だけが一定の特性です。

地表と池による日射量の蓄積は大きく異なります。

地球の自然表面は、異なる反射 (吸収) 能力を持っています。 したがって、暗い表面 (チェルノーゼム、泥炭湿原) のアルベド値は約 10% と低くなります。 (表面のアルベドは、この表面によって周囲の空間に反射される放射束と、その表面に当たる放射束の比です)。

明るい表面 (白い砂) には、35 ～ 40% という大きなアルベドがあります。 芝生の表面のアルベドは 15 ～ 25% の範囲です。

夏の落葉樹林の樹冠アルベドは14～17％、針葉樹林の樹冠アルベドは12～15％です。 表面アルベドは太陽高度が上昇するにつれて減少します。

水面のアルベドは、太陽の高さと興奮の程度に応じて 3 ～ 45% の範囲になります。

水面が穏やかな場合、アルベドは太陽の高さのみに依存します (図 2)。

図 2 - 穏やかな水面における太陽放射の反射係数の太陽の高さへの依存性。

太陽放射の侵入と水層を通過することには、独自の特徴があります。

一般に、太陽放射の可視領域における水 (その溶液) の光学特性を図 3 に示します。

フォ- 入射放射線の束（パワー）。

否定的- 水面によって反射された放射線束。

F吸収水塊によって吸収される放射線束です。

F prは水塊を通過した放射線束です。

ボディの反射係数 p \u003d F neg /F o;

吸収係数a \u003d F Floor / F o;

透過率h \u003d F pr / F o;

図 3 - 太陽放射の可視領域における水 (その溶液) の光学的特性

空気と水という 2 つの媒体の平らな境界では、光の反射と屈折の現象が観察されます。

光が反射されるとき、入射ビーム、反射ビーム、およびビームの入射点で復元された反射面の垂線は同一平面上にあり、反射角は入射角と等しくなります。 屈折の場合、入射ビーム、2 つの媒体間の界面へのビームの入射点で復元される垂線、および屈折ビームは同じ平面内にあります。 入射角 a と屈折角 B (図 4) は、sin a / sin B = n 2 の関係があります。ここで、n 2 は 2 番目の媒質、n 1 - 1 番目の媒質の絶対屈折率です。 空気 n \u003d 1 の場合、式は sin a / sin B \u003d n 2 の形式になります。

図 4 - 空気から水への移行時の光線の屈折

光線が空気から水中に入るとき、それらは「入射垂直線」に近づきます。 たとえば、水面の垂直線に対してある角度で水に入射するビームは、すでに より小さい角度で水に入射しています (図 4a)。 しかし、水面上を滑空する入射光線が垂線に対してほぼ直角、たとえば 89°以下の角度で水面に落ちた場合、直線より小さい角度、つまりわずか 48.5°の角度で水面に入ります。 垂線に対する角度が 48.5 °より大きい場合、ビームは水に入ることができません。これが水に対する「制限」角度です (図 4、b)。

その結果、さまざまな角度で水に当たる光線は、水中で圧縮されて、開口角 48.5 ⁰ + 48.5 ⁰ = 97 ⁰ のかなりきつい円錐形になります (図 4c)。

さらに、水の屈折は温度に依存しますが (表 2)、これらの変化はそれほど重要ではないため、検討中のテーマに関する工学的実践には興味がありません。

表 2 - さまざまな温度における水の屈折率 t

ここで、（点 P から）水から空気に戻る光線の経路をたどってみましょう（図 5）。 光学の法則によれば、経路は同じで、前述の 97 度の円錐に含まれるすべての光線は異なる角度で空中に入り、水面上の 180 度の空間全体に広がります。

前述の角度 (97 度) の外側にある水中光線は水中から出てくることはなく、鏡のように水面で完全に反射されます。

n 2 の場合< n 2 (вторая среда оптически менее плотная), то a < B . Наибольшему значению B = 90 ⁰ соответствует угол падения, определяемый равенством sin a o = n 2 /n 1 . При угле падения a >a o 反射ビームのみが存在し、屈折ビームは存在しません (全内部反射現象)。

「制限」角度より大きい角度 (つまり 48.5 ° より大きい角度) で水面に当たる水中光線は、屈折せずに反射されます。つまり、「全内部反射」を受けます。 この場合、全反射と呼ばれるのは、すべての入射光線がここで反射されるためです。一方、最高に磨かれた銀の鏡でさえ、入射光線の一部のみを反射し、残りは吸収します。 このような条件下では水は理想的な鏡になります。 この場合、可視光について話しています。 一般に、水の屈折率は他の物質と同様、波長に依存します（この現象を分散といいます）。 この結果、全内部反射が発生する限界角度は、異なる波長で同じではありませんが、水と空気の境界で反射される可視光の場合、この角度の変化は 1⁰ 未満です。
垂線に対する角度が48.5⁰よりも大きい場合、太陽光線は水に入ることはできません。これが水の「制限」角度です（図4、b）。その場合、水の質量は、太陽の高さの値の全範囲において、空気の質量よりもわずかに変化しません。それは常に小さくなります。

しかし、水の密度は空気の密度の800倍であるため、水による日射の吸収は大きく変化します。

さらに、光放射が透明な媒体を通過する場合、その光のスペクトルにはいくつかの特徴があります。 その中の特定の線は非常に弱められます。つまり、対応する長さの波が検討中の媒体によって強く吸収されます。 このようなスペクトルを吸収スペクトルと呼びます。

吸収スペクトルの形式は、対象となる物質によって異なります。

天日塩池の塩溶液にはさまざまな濃度の塩化ナトリウムと塩化マグネシウム、およびそれらの比率が含まれる可能性があるため、吸収スペクトルについて明確に語ることは意味がありません。 この問題に関する研究やデータはたくさんありますが。

したがって、たとえば、水およびさまざまな濃度の塩化マグネシウム溶液のさまざまな波長の放射線の透過率を特定するためにソ連で実施された研究（Yu. Usmanov）では、次の結果が得られました（図6）。 また、B. J. ブリンクワースは、太陽放射の吸収と太陽放射 (放射線) の単色束密度の波長依存性をグラフで示しています (図 7)。

したがって、水に入った後の池の熱い塩水への直接太陽放射の量的供給は、以下に依存します。 太陽放射（放射）束の単色密度。 太陽の高さから。 また、池の表面のアルベド、通常は混合を抑制できない厚さ0.1〜0.3 mの淡水からなる天日塩池の上層の純度、勾配層（上から下に塩水の濃度が増加する絶縁層）内の溶液の組成、濃度、厚さ、水と塩水の純度から分析します。

図 6 と 7 は、太陽スペクトルの可視領域では水が最も高い透過能力を持っていることを示しています。 これは、天日塩池の上部の新鮮な層を太陽放射が通過するのに非常に有利な要素です。

図 6. 塩化マグネシウム溶液のスループットの濃度依存性。 図 7. 水における太陽放射の吸収。

参考文献:

1. オサチイ G.B. 太陽エネルギー、その派生エネルギーとその利用技術 (RES エネルギーの紹介) / G.B. おさっちー。 オムスク: IPK Maksheeva E.A.、2010. 572 p.;

2. トワイデル J. 再生可能エネルギー源 / J. トワイデル、A. ウェア。 M.: Energoatomizdat、1990、392 p。

3. ダフィー J. A. 太陽エネルギーを使用した熱プロセス / J. A. ダフィー、W. A. ベックマン。 M.: ミール、1977 年、420 ​​ページ。

4. バイカル湖とその流域の気候資源 /N. P. Ladeyshchikov、ノボシビルスク、ナウカ、1976 年、318 ページ。

5. Pikin S. A. 液晶 / S. A. Pikin、L. M. Blinov。 M.: ナウカ、1982. 208 p.;

6. キタイゴロツキー A.I. みんなのための物理学: 光子と原子核 / A.I. キタイゴロツキー。 M.: ナウカ、1984. 208 p.;

7. Kuhling H. 物理学ハンドブック。 / H. クーリング。 M.: ミール、1982 年、520 ページ。

8. エノホビッチ A.S. 物理学と技術ハンドブック / A.S. エノホビッチ。 M.: 教育、1989 年、223 ページ。

9 。 ペレルマン Ya.I. 面白い物理学。 ブック 2 / Ya.I. ペレルマン。 M.: ナウカ、1986. 272 p.

1 オプション

1. 地球の大気のどの層が紫外線をほとんど吸収しますか? 答え：オゾン

2. 星の色温度はどのようにして判断できるのでしょうか? 答え: ウィーンの法則によると、 λ*T=b (b はウィーン定数、b=2.9*) m*K

3. 太陽の化学組成を決定するために使用される方法を説明してください。 答え: スペクトル分析を使用します。

4. 観測によると、現時点でウルフ数で測定される太陽活動の指数は W=123、すべての黒点の数は f=33 です。 式 W=k(10g+f) の係数 k を 1 として、太陽円盤上のグループの数 g を決定します。 。 回答: グループの数を見つけるには、つまり 上の式からは不明なため、既知の量の値を式に代入する必要があります。 123=1(10g+33)となります。 または、123 = 10g + 33。または、10g = 90、したがって、グループの数 g=90/10 = 9 グループになります。

5. 一定の半径で温度が 7200 K から 6000 K に変化した場合のセファイドの明るさの変化を恒星等級で求めます。

オプション 2

1. 可視光の主な光源は太陽のどの層ですか? 答え：光球

2. 観測者に比較的近い星の接線速度係数はどのようにして決定できますか? 答え：天球上の星の変位による =4,74 .

3. 星が観測者に近づくと、星のスペクトル内のスペクトル線の位置はどのように変化しますか ? 答え: 近づく光源からの光はより青くなり (周波数が増加)、遠ざかる光源からの光はより赤くなります (周波数が減少します)。

4. 銀河の中心から r=20kpc の距離で星が v=350 km/s の速度で公転する場合の銀河の質量 (M) を求めます。 .

答え: M= = = =3673* また

20 kpc=R~2*10^4*30^11*180*3600/3.14~12.4*10^20 m、したがって M~2.2*10^42 kg。

5. 銀河は光速の 8% に等しい速度で私たちから遠ざかっています。 この銀河のスペクトルにおける水素線 (λ=410 nm) の重要性は何ですか? 答え: h=h0*SQR[(1+v/c)/(1-v/c)]

3 オプション

1.
地球の大気中から取り出した装置を使って天体を研究する天文学の一分野の名前は何でしょう? 答え：大気圏外天文学

2. 太陽のような黄色い星の温度は何度ですか? 答え: 6000K

3. エネルギーは太陽の内部から光球にどのように伝達されるのでしょうか? 答えを図を使って説明してください。 答え: エネルギーは対流によって伝達されます。 太陽の外層で対流が発生する理由は、沸騰したお湯の入った容器内と同じです。ヒーターからのエネルギー量は、熱伝導によって除去されるエネルギー量よりもはるかに大きいのです。 したがって、物質は動き始め、それ自体が熱を伝え始めます。 対流帯は、太陽の最も目に見える表面 (光球) にほぼ達しています。

4. セファイドの物質の平均密度が 5 * kg / である場合、セファイドの脈動の周期を決定します。 太陽の物質の平均密度は 1.4* kg/ です。 答え: P は脈動の周期 (日)、 - 平均密度 (太陽の平均密度の単位)

P= = ; = =3,57* ; P= = =3,36*

5. 銀河のスペクトルでは、水素線 = 656.3 nm がスペクトルの赤い端に Δλ = 21.9 nm だけシフトします。 銀河が後退する速度とその距離を決定します。 答え: = = =0.1*

4 オプション

1. 最大日射量を占める範囲はどれですか? 答え：赤外線

2. 温度が上昇すると、黒体の放射パワーはどのように変化しますか? 答え: 完全な黒体の放射パワーは温度の 4 乗に比例します (ステファン・ボルツマンの法則) T=

3.
太陽から放出されたコロナ質量の粒子の速度が 1000 km/s の場合に、地球に到達するまでにかかる時間を求めます。 答え: 太陽から地球までの距離は 1 億 4,960 万 km、移動速度は 1,000 km/s です。つまり、t=S/V=149,600,000/1000=149,600 秒、つまり 2,493 分 20 秒、つまり 41 時間 33 分 20 秒です。

4. 恒星アルタイル (ワシ) の年周視差は 0.198 インチ、固有運動は 0.658 インチ、動径速度は -26km/s です。 この星の空間速度の係数 (インターネット上の条件における接線方向) を決定します。

5. 線源放射線は 4.5 * Hz の周波数によって特徴付けられます。 この光源の特性が完全な黒体に近い場合、その光源の温度を決定します。 回答: ウィーンの法則を使用します。 = T= = =435度

5 オプション

1. 地球の軌道の半軸が星から見える角度、つまり星に向かう方向に垂直な角度の名前は何ですか? 答え：年周視差（ )

2. 星のスペクトルが視線に沿って観測者から遠ざかると、スペクトル線はどのように変化するのでしょうか? 答え: ドップラー原理によれば、光源 (または観察者自体) が視線に沿って移動すると、スペクトル線は次の式に従って動径速度に比例してシフトします。 = . は動径速度、c は光の速度、λ はスペクトル線の波長、Δλ はこのスペクトル線のオフセットです。 光源が取り除かれると、スペクトル線はスペクトルの赤色側にシフトします。、近づくと紫色になります。

3.
新しい星が見つかった場合、銀河までの距離を決定します。その見かけの等級は 、絶対等級は です。

4. 見かけの等級がそれぞれ等しい場合、シリウス (大型犬α星) から受ける照度は、北極星 (こぐま座α星) から受ける照度の何倍大きいか。

5. オリオン座の大ガス塵星雲の質量を決定します。見かけの角寸法が約 、そこまでの距離が 400 pc、ガスと塵の媒体の密度が約 であるとします。

6 オプション

1. 太陽の赤外線放射の大部分は地球の大気のどの層で吸収されますか? 答え：オゾン層の中にある

2. 太陽の自転周期はどのように変化しますか?

3. 星の直線半径はどのようにして決定できますか? 答え: R=215 (太陽半径内)

4. 銀河が秒速 6000 km の速度で遠ざかり、見かけの角の大きさが 2 フィートである場合、その銀河の直線寸法を決定します。 答え: 銀河の線形直径は D=r*d"/206265"、ここで r = V/H です。

H=70km/(s*Mpc)

r=6000/70=85.7 Mpc、r は銀河までの距離

D \u003d 85.7 * 2 ' / 206265 "\u003d 0.0008309 Mpc ≈831pc

5. この恒星は太陽と同じ温度ですが、直径は2倍小さいです。 地球が太陽から受け取るのと同じ量のエネルギーを惑星から受け取るには、惑星はこの星からどのくらいの距離になければなりませんか? 答え: 放射線は星の表面から来ており、その面積は半径の二乗に比例します。

つまり、この星の放射量は太陽の 4 分の 1 です。

惑星の単位面積あたりの放射線量は星からの距離の二乗に反比例し、（星の放射線の全体的な減少を補うために）4倍以上受ける必要があります。

合計: 惑星は恒星の 2 倍近くに配置されなければなりません。

7 オプション

1. 光学望遠鏡の見かけの倍率はどのようにして決めることができるのでしょうか? 答え: 画像が観察される角度と、目で直接見たときの物体の角の大きさの比を求めます (または、肉眼で観察した物体の寸法と望遠鏡で観察した同じ物体の寸法を比較します。物体の寸法の多様性が望遠鏡の倍率になります)。

2. スペクトル内の放射線強度最大値の位置の体温への依存性を書き留めます。

3. 太陽の明るさがわかっている場合は、太陽の実効温度を決定します ( = 3.85 * 答え: T= = =

4. 銀河が見かけの等級を持ち、km/s の速度で私たちから遠ざかっている場合、その銀河の明るさを決定します。 ハッブル定数が 75 km/(s*Mpc) であるとします。

5.
球状星団には 100 万個の主系列星が含まれており、それぞれの絶対等級は です。 私たちから 10 kpc の距離にある星団の見かけの大きさを調べます。

連続スペクトルは、430 ～ 500 nm の波長範囲で最大の強度を持ちます。 可視領域と赤外領域では、太陽の電磁放射のスペクトルは、温度 6000 K の絶対黒体の放射のスペクトルに近いです。この温度は、太陽の目に見える表面、つまり光球の温度に対応します。 太陽スペクトルの可視領域では、最も強いのはイオン化カルシウムの H 線と K 線、水素 H α 、H β 、H γ のバルマー系列の線です。

太陽スペクトルのエネルギーの約 9% は、100 ～ 400 nm の波長の紫外線から生じます。 残りのエネルギーは、スペクトルの可視領域 (400 ～ 760 nm) と赤外領域 (760 ～ 5000 nm) にほぼ均等に分割されます。

太陽は強力な電波放射源です。 電波は惑星間空間に浸透し、彩層（センチメートル波）とコロナ（デシメートル波とメートル波）によって放射されます。 太陽の電波放射には、定数と変動の 2 つの要素があります。 一定の成分は、静かな太陽の電波放射を特徴づけます。 太陽コロナは温度を持った黒体として電波を放射します T\u003d 10 6 K。太陽の電波放射の変動成分は、バースト、ノイズ嵐の形で現れます。 騒音嵐は数時間から数日間続きます。 強い太陽フレアの 10 分後、太陽からの電波放射は、静かな太陽からの電波放射と比較して、数千倍、さらには数百万倍も増加します。 この状態は数分から数時間続きます。 この電波放射は非熱的な性質を持っています。

X 線領域 (0.1 ～ 10 nm) の太陽放射束密度は非常に低く (~5∙10–4 W/m 2 )、太陽活動レベルの変化に応じて大きく変化します。波長 200 ～ 400 nm の紫外領域では、太陽のスペクトルも黒体放射の法則によって記述されます。

波長が 200 nm より短い紫外領域では、連続スペクトルの強度が急激に低下し、輝線が現れます。 それらの中で最も強いのは、ライマン系列の水素線 (λ = 121.5 nm) です。 この線の幅が約 0.1 nm である場合、これは約 5・10 -3 W/m 2 の放射束密度に相当します。 ライン内の放射線の強度は約 100 分の 1 になります。 さまざまな原子の明るい輝線も目立ちますが、最も重要な輝線は Si I (λ = 181 nm)、Mg II、Mg I、O II、O III、C III などに属します。

太陽の短波長の紫外線は光球の近くで発生します。 X線は彩層から来ます( T~ 10 4 K)、光球の上に位置し、コロナ ( T~ 10 6 K) - 太陽の外殻。 メートル波長の電波放射はコロナ内で、センチメートル波長の電波放射は彩層内で発生します。

地球の大気境界の面積1 m 2あたりの太陽放射束は1350 Wです。 この値はと呼ばれます 太陽定数.

直射日光の強さを測定します 日射計。 その動作原理は、太陽放射による物体の輪郭表面の加熱の使用に基づいています。 サビノフ・ヤニシェフスキー熱電光量計では、放射線の受光部分は外側に輪郭が描かれた薄いディスク 1 であり、熱電素子の接合部 2 は電気絶縁を施してディスクにはんだ付けされており、他の接合部 3 はケース内部の銅リングに取り付けられており、陰になっています。 太陽放射の影響下で、サーモパイル内に電流が発生し、その強さは放射束に直接比例します。

地表に到達するとどのような原因で変化するのでしょうか？

そのような理由はいくつかあります。

地球は太陽の周りを円ではなく楕円で公転していることが知られています。 その結果、地球と太陽の間の距離は年間を通じて継続的に変化します。 距離が最も小さくなるのは地球が近日点にある 1 月で、距離が最も大きくなるのは地球が遠日点にある 7 月です。

このため、太陽光線に対して垂直に置かれた表面の各平方センチメートルは、1 月に 7 月よりも 7 パーセント多く日射を受けることになります。 これらの周期的な変化は毎年繰り返されるため、最も正確な計算に役立ち、測定は必要ありません。

さらに、地平線からの太陽の高さに応じて、大気中の太陽光線の経路の長さは非常に大きく変化します。 太陽が地平線より低い位置にあるほど、地表に到達する太陽​​放射は少なくなります。 いわゆる理想的な大気、つまり完全に清浄で乾燥した大気の散乱と吸収の特性がわかれば、この場合の地表での放射線がどのようになるかを計算し、自然条件で観察される放射線と比較することができます。

このような比較を表に示します。 1、太陽高度 5 ～ 60 度の値を示します。

表からわかるように、理想的な大気の存在であっても、太陽放射に非常に強い影響を及ぼします。太陽の高さが低くなるほど、放射はより顕著に弱まります。

大気がまったく存在しない場合、太陽のどの高さであっても、常に同じ値、つまり 1.88 カロリーが観測されることになります。 太陽の高さ 60 度では、理想的な大気は太陽放射を 0.22 カロリー弱めますが、実際の大気は主に実際の大気中の水蒸気と塵の含有量により、さらに 0.35 カロリー弱めます。 この場合、地表に到達するのは 1.31 カロリーだけです。 太陽の高さが 30 度の場合、理想的な大気では放射線が 0.31 カロリー減少し、1.11 カロリーが地球に到達します。 太陽の高さが 5 度の場合、対応する数値は 0.73 カロリーと 0.39 カロリーになります。 それが大気によって太陽放射がどれほど減衰されるのかということです。

図上。 大気のこの性質は特にはっきりと見ることができます。 ここでは、太陽の高さが垂直方向にプロットされ、減衰パーセンテージが水平方向にプロットされています。

水平方向の陰影は理想的な大気における太陽放射の減衰を示し、斜め方向の陰影は実際の大気中に含まれる水蒸気や塵による減衰を示し、垂直方向の陰影は最終的に地表に到達する放射線の量を示します。

このグラフから、たとえば、大気の平均透明度が高く、太陽の高さが 60 度の場合、放射線の 70 パーセントが地表に到達しますが、30 度では 60 パーセント、5 度では 20 パーセントのみであることがわかります。

もちろん、場合によっては、大気の透明度が平均と大きく異なる場合があり、特にその減少方向に顕著です。

水平面に入射する放射線の強度は、その入射角度にも依存します。

これは図を説明します。 6. 断面 1 平方メートルの太陽光線がさまざまな角度で ab 平面に当たるとします。 妊娠中 私ビームが垂直に落ちると、太陽光線に含まれるすべてのエネルギーが1平方メートルの面積に分散されます。 妊娠中 Ⅱ太陽光線は90度未満の角度で降り注ぐ。 この場合、最初の場合と同じ断面の太陽光線がその領域に当たります。 vg、それ以上です 腹筋; したがって、単位面積あたりに必要なエネルギー量は少なくなります。

妊娠中 Ⅲ光線はさらに小さな角度で落ちます。 同じ放射エネルギーがさらに広い領域に分布し、その単位あたりの量はさらに少なくなります。

ビームが 30 度の角度で入射すると、単位面積あたりの放射線は通常の入射の場合の 2 分の 1 になります。 太陽の高さが 10 度の場合は 6 倍、5 度の場合は 12 倍になります。

冬、太陽の高度が低いところでは、放射線の流入が非常に少ないのはこのためです。 一方で、太陽光線は大気中を長い距離を移動し、途中で多くのエネルギーを失うため、減少します。 一方、放射線自体は小さな角度で落ちます。 これらの原因は両方とも同じ方向に作用し、日射量は夏に比べてごくわずかであり、その結果、暖房効果も無視できます。 特に冬は日が短いことも考慮するとそうです。

したがって、地表に到達する太陽​​放射の量に影響を与える主な要因は、地平線からの太陽の高さと放射の入射角です。 したがって、その場所の緯度に応じて日射量が大きく変化することを事前に予測しておく必要があります。

現在、太陽放射の体系的な観測が多くの地点で長期間にわたって行われているため、自然条件下でこの期間に得られた最大値を知ることは興味深いことです。

太陽定数は 1.88 カロリーです。 これは大気が存在しない場合の放射線量です。 中緯度の理想的な大気では、夏の正午頃に、放射線量は約 1.65 カロリーになります。

自然条件での直接観察から何が得られるでしょうか?

テーブル内。 2は長期間にわたる観測から得られた日射量の最高値をまとめたものです。

ソ連領土内での放射線の最高測定値（海抜が低い場合）は1.51カロリーです。 2 番目の数値列は、大気が存在しない場合に考えられる放射線と比較して、地表に到達した放射線の割合を示します。 最良の場合でも、到達できるのは 80% だけであることがわかります。 20パーセントは雰囲気を許さない。 極地の国では、このパーセンテージはわずかに低い (70) だけですが、これは、特に観測中の太陽の高さがさらに南に位置する地点よりも北極での太陽の高さがはるかに低かったことを考慮すると、北極の大気の透明度が高いことで説明されます。

山地や一般に大気の高層では、太陽光線が通過する大気の質量が減少するため、太陽放射の強度が増加するのはごく自然なことです。 航空の近代的な発展により、さまざまな高さで多数の測定が行われることが期待されますが、残念ながらそうではありません。高さでの測定は 1 つだけです。 これは、気球、特に飛行機での光量測定の複雑さによって説明されます。 さらに、高高度での放射線測定技術はほとんど開発されていない。

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