Светимость солнца. Осноные свойства солнца. солнце как звезда

Светимость Солнца представляет собой полную энергию, которую излучает Солнце в единицу времени.  

Напомним, что светимость Солнца равняется всего лишь 2 1033 эрг / с. Теоретические исследования показали, что пульсаром может быть только быстро вращающаяся сильно намагниченная нейтронная звезда.  

Напомним, что светимость Солнца равняется всего лишь 2 - 1033 эрг / с. Теоретические исследования показали, что пульсаром может быть только быстро вращающаяся сильно намагниченная нейтронная звезда.  

Солнца и не меняющие светимость Солнца хотя бы на небольшую величину, скажем, на один процент.  

Щенка составляет всего 2 % светимости Солнца.  

Найдем, для примера, светимость Солнца; она укажет нам порядок этой величины, характерный для многих звезд. Непосредственными измерениями получено, что за 1 сек на 1 см2 поверхности Земли попадает от Солнца 1 4х X106 эрг энергии. Эта величина называется солнечной постоянной. Но столько же энергии должно падать за 1 сек на любую площадку площадью в 1 еж2, если она удалена от Солнца так же, как и Земля, и расположена перпендикулярно к солнечным лучам.  

СВЕТИМОСТЬ ЗВЕЗД, сила света звезд; выражается обычно в единицах светимости Солнца и показывает, во сколько раз звезда в действительности ярче или слабее его.  

Расчеты показывают, что наше Солнце станет красным гигантом через 8 млрд. лет и будет оставаться им в течение нескольких сот миллионов лет. При этом светимость Солнца должна увеличиться в сотни раз, а радиус - в десятки раз по сравнению с современными.  

Герц-шпрунга - Расселла, на которой представлена зависимость логарифма светимости звезд от логарифма температуры их поверхности. Светимость характеризует мощность звездного излучения, а светимость Солнца принята за единицу. Из диаграммы видна температура поверхности Солнца.  

Солнце излучает в окружающее пространство колоссальное количество энергии. Энергия, излучаемая Солнцем за 1 сек, или светимость Солнца, составляет LQ 3 86 - 1033 эрг / сек. Из этого количества энергии только 4 3 - 10 - ш часть приходится на долю Земли, но и эта доля является весьма большой. Имеются основания полагать, что с таким режимом Солнце излучает последние 5 - 8 млрд. лет, поэтому энергия, излученная им за это время, колоссальна. Однако Солнце - обычная рядовая звезда и далеко не самый мощный источник энергии. Имеются звезды, которые излучают в тысячи раз больше энергии, чем Солнце.  

Заметим, что Солнце испускает в секунду 4 - 10е т излучения, что отвечает количеству энергии, которое куйбышевская ГЭС могла бы выработать за 10 миллиардов лет. При массе Солнца 2 - 1033г и минимальном возможном содержании водорода количество его достаточно, чтобы поддерживать постоянной светимость Солнца в течение десятков миллиардов лет.  

Для представления светимости звёзд. Равна светимости Солнца , составляющей 3,827 × 10 26 Вт или 3,827 × 10 33 Эрг /с.

Расчёт константы

Вы можете рассчитать количество солнечной энергии, попадающей на Землю, путём сравнения площади сферы с радиусом, равным расстоянию Земли от Солнца (центр находится в звезде) и площади сечения, сделанного таким образом, чтобы ось вращения планеты принадлежала плоскости сечения.

• Радиус Земли - 6.378 км.
• Площадь сечения Земли: S Земля = π×радиус² = 128.000.000 км²
• Среднее расстояние до Солнца: R Солнце = 150.000.000 км. (1 а.е.)
• Площадь сферы: S Солнце = 4×π×R Солнце ² = 2,82×10 17 км².
• Количество энергии в единицу времени, попадающей на Землю: P Земля = P Солнце × S Земля /S Солнце = 1,77×10 17 Вт.
  • Количество энергии (в единицу времени)на квадратный метр: P Земля /S Земля = 1387 Вт/м² (Солнечная постоянная)
  • Человечество примерно потребляет 12×10 12 Вт. Какая площадь необходима для обеспечения энергопотребления? Лучшие солнечные батареи имеют КПД около 33 %. Необходимая площадь составляет 12×10 12 /(1387×0,33) = 26×10 9 м² = 26000 км², или квадрат ~160×160 км. (На самом деле требуется бо́льшая площадь, так как солнце не всегда находится в зените и, к тому же, некоторая часть излучения рассеивается облаками и атмосферой .)

Ссылки

• I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd (2003). "Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars ". The Astrophysical Journal 583 (2): 1024-1039.

Wikimedia Foundation . 2010 .

Смотреть что такое "Светимость Солнца" в других словарях:

В астрономии полная энергия, излучаемая источником в единицу времени (в абсолютных единицах или в единицах светимости Солнца; светимость Солнца = 3,86·1033 эрг/с). Иногда говорят не о полной С., а о С. в некотором диапазоне длин волн. Напр., в… … Астрономический словарь

Светимость термин, используемый для именования некоторых физических величин. Содержание 1 Фотометрическая светимость 2 Cветимость небесного тела … Википедия

Светимость звезды, сила света звезды, т. е. величина излучаемого звездой светового потока, заключённого в единичном телесном угле. Термин «светимость звезды» не соответствует термину «светимость» общей фотометрии. С. звезды может относиться как к … Большая советская энциклопедия

В точке поверхности. одна из световых величин, отношение светового потока, исходящего от элемента поверхности, к площади этого элемента. Единица С. (СИ) люмен с квадратного метра (лм/м2). Аналогичная величина в системе энергетич. величин наз.… … Физическая энциклопедия

СВЕТИМОСТЬ, абсолютная яркость ЗВЕЗДЫ количество энергии, излучаемой ее поверхностью в секунду. Выражается в ваттах (джоулях в секунду) или в единицах измерения яркости Солнца. Болометрическая светимость измеряет общую мощность света звезды на… … Научно-технический энциклопедический словарь

СВЕТИМОСТЬ, 1) в астрономии полное количество энергии, испускаемое космическим объектом в единицу времени. Иногда говорят о светимости в некотором диапазоне длин волн, например радиосветимость. Обычно измеряется в эрг/с, Вт или в единицах… … Современная энциклопедия Википедия

Светимость Солнца или мощность светового излучения нашей Звезды огромна.

Ответ на вопрос какова светимость Солнца или сколько энергии оно излучает за счет своей внутренней может дать простой эксперимент.

Эксперимент по светимости нашей звезды

В солнечный полдень включим мощную электролампу, светимость или мощность которой нам известна. Закрыв глаза, мы поочередно «смотрим» то на Солнце, то на лампу. Если нам кажется, что лампа ярче, отодвинемся от нее. Если же нам кажется, что ярче наше светило, приблизимся к лампе. Когда же она покажется нам при закрытых глазах столь же яркой, как и Солнце, надо измерить расстояние от нас до лампы. Это расстояние (в метрах) зависит от светимости лампы. Расстояние до звезды известно: 150 млн. метров.

Для того, чтобы определить точное количество излучения, которое наша звезда отдает каждую секунду, необходимо измерить сначала солнечную постоянную. Это количество солнечного излучения, попадающее за 1 секунду на поставленную перпендикулярно к солнечным лучам площадку в 1 м 2 , расположенную на среднем расстоянии Земли от своей звезды.

Солнечную постоянную удалось определить с помощью большого количества точных измерений. Она равна 1353 Вт/м 2 . Это средняя величина, так как расстояние между Землей и Солнцем в течение года изменяется. Земля вращается вокруг звезды по эллиптической орбите и поэтому зимой, именно зимой, на нее попадает больше излучения (например, 1 января 1438 Вт/м 2), а летом, наоборот, меньше (1 июля лишь 1345 Вт/м 2). Мы имеем в виду зиму и лето в северном полушарии и площадь 1 м 2 над атмосферой Земли. Земная атмосфера поглощает и отражает значительную часть солнечного излучения, но определенная часть остается и дает нам жизнь

Теперь можно точно рассчитать светимость Солнца. Представьте себе большой шар, в центре которого находится Солнце; радиус шара равен расстоянию от Земли до светила (150 000 000 000 м). На 1 м 2 попадает 1353 вт (солнечная постоянная).

Это и есть мощность нашей Звезды или солнечная светимость.

Разумеется, это громадная величина, и все же существуют звезды, светимость которых больше в миллион раз. Рядом с подобной звездой наше светило выглядело бы совсем незаметным. Но у слабых белых карликов светимость в тысячу раз слабее, чем у Солнца.

Солнце - это желтый карлик спектрального класса G2 V, принадлежащий главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Основные характеристики Солнца приведены в табл. 1. Заметим, что хотя Солнце газовое вплоть до самого центра, его средняя плотность (1,4 г/см3) превышает плотность воды, а в центре Солнца она значительно выше, чем даже у золота или платины, имеющих плотность ок. 20 г/см3. Поверхность Солнца при температуре 5800 К излучает 6,5 кВт/см2.

Характеристики Солнца

Таблица 3.1 Характеристики Солнца(по Школовскому И.С,1984 г.)

Внутреннее строение солнца

Солнце - это звезда, основными элементами которой являются водород (75%), гелий (около 25 %), углерод, кислород, азот и некоторые другие элементы в очень незначительных количествах. Солнце состоит из нескольких сферических слоев. Такими слоями являются ядро, область лучевого переноса энергии, конвективная зона и атмосфера. В атмосфере исследователи выделяют несколько областей: фотосферу, хромосферу и корону.

Ядро. Ученые достоверно не знают, что находится в солнечном ядре. Достоверно известно одно - в центральной части звезды протекают термоядерные реакции, в результате которых высвобождается огромное количество энергии. Энергия представляет собой излучение в виде волн сверхкороткой частоты. В ядре Солнца очень высокие температуры и огромное давление. Область лучистого переноса энергии. Эта область представляет собой оболочку из невидимого газа, температура которого огромна. Газ практически неподвижен. Он обволакивает ядро. Электромагнитная энергия из солнечного ядра поступает в область лучистого переноса энергии. При этом коротковолновое гамма-излучение превращается в рентгеновское излучение с большей длиной волны. По мере удаления от ядра температура газа понижается. Конвективная область. Это сферическая оболочка, которая наслаивается на область лучистого переноса энергии. Она состоит из газа высокой температуры. Толщина этой оболочки Солнца составляет 1/10 часть радиуса звезды. Газ конвективной области подвижен, т.к. конвективная область находится между областью лучистого переноса энергии и атмосферой Солнца и оказывается как бы зажатой между областями с разными температурами и давлением.

Когда волновая энергия солнечного ядра достигает его атмосферы, она начинает светиться. На этом участке солнца возникает солнечный свет.

Атмосфера солнца

Таблица 3.3 Строение атмосферы Солнца

Фотосфера. Выше слои Солнца, образующие солнечную атмосферу. Современная гелиофизика различает три таких отличающихся друг от друга слоя, физические условия в которых различны. Нижние, сравнительно плотные непрозрачные слои образуют фотосферу, более разреженные и протяженные - хромосферу и корону .

Излучение, приходящее к нам от Солнца, возникает в очень тонком поверхностном слое - фотосфере (слое света), толщина которого по солнечным масштабам ничтожна, всего около 400 км. Нижний уровень фотосферы соответствует резкому видимому краю солнечного диска.

Фотосфера не только испускает, но и поглощает свет, приходящий из более глубоких слоев Солнца. Их мы уже не видим потому, что свет от них полностью поглощается фотосферой. (Фотосферу составляет сильно разреженный газ с плотностью 1-3*10-8г/см3, температура в среднем оценивается в 5780 К. Температура в фотосфере по мере подъема уменьшается, а, следовательно, уменьшается и интенсивность свечения газов. Поскольку газы фотосферы непрозрачны, при косом, расположении слоев атмосферы относительно луча зрения будут видны только внешние более холодные слои. Этим объясняется любопытный факт: по мере приближения к краю диска Солнце кажется темнее.).На рисунке 3.3.1 показано строение фотосферы Солнца. (по Марленскому А.Д, 1970 г.)

В фотосфере образуются наблюдаемые в спектре Солнца многочисленные темные линии. Появление этих линий, называемых по имени впервые описавшего их ученого фраунгоферовыми, вызывается особым процессом рассеяния.

Рисунок 3.3.1 Фотосфера Солнца

Хромосфера - это слой атмосферы Солнца, который находится над фотосферой. Этот слой имеет красновато-фиолетовый цвет. Хромосферу можно наблюдать во время солнечных затмений. Огненные языки, которые видны вокруг лунного диска, закрывающего Солнце, и есть хромосфера.

Хромосфера состоит из разряженных газов. Толщина хромосферы 10 - 15 тысяч километров, а температура огненных языков в десятки раз больше температуры в фотосфере. На рисунке 3.3.2 изображена хромосфера Солнца (по Марленскому А.Д, 1970 г.)

Каким же образом стало известно, сколько энергии излучает Солнце?

На протяжении почти полутора столетий астрономы и геофизики затратили много усилий для того, чтобы определить солнечную постоянную. Так называется пол­ное количество энергии солнечного излучения всех длин волн, падающее на площадку в 1 см 2 , поставленную пер­пендикулярно солнечным лучам вне земной атмосферы и на среднем расстоянии Земли от Солнца. Определение солнечной постоянной кажется довольно простой зада­чей. Но это только на первый взгляд. В действительности же исследователь сталкивается с двумя серьезны­ми трудностями.

Прежде всего необходимо создать такой приемник излучения, который с одинаковой чувствительностью вос­принимал бы все цвета видимого света, а также ультра­фиолетовые и инфракрасные лучи - одним словом, весь спектр электромагнитных волн. Напомним читателю, что видимый свет, ультрафиолетовое и рентгеновское излу­чение, гамма-лучи, инфракрасное излучение и радиовол­ны в определенном смысле имеют одинаковую природу. Отличие их друг от друга обусловлено лишь частотой колебаний электромагнитного поля или длиной волны. В табл. 2 указаны длины волн лямбда различных областей спектра электромагнитного излучения, а также частоты v в герцах и энергии квантов hv в электронвольтах).

Как показывает табл. 2, видимая область, имея про­тяженность немного менее октавы, составляет весьма небольшую часть всего спектра электромагнитного излу­чения, простирающегося от гамма-лучей с длиной волны в тысячные доли нанометра до метровых радиоволн, бо­лее чем на 46 октав. Солнце излучает практически во всем этом гигантском диапазоне длин волн, и в солнеч­ной постоянной должна учитываться, как уже сказано, энергия всего спектра. Наиболее подходящими для этой цели являются тепловые приемники, например, термо­элементы и болометры, в которых измеряемое излуче­ние превращается в тепло, а показания прибора зависят от количества этого тепла, т. е. в конечном счете - от мощности падающего излучения, но не от его спектраль­ного состава.

Остроумно устроен компенсационный пиргелиометр Ангстрема, изобретенный в 1895 г. и получивший (с не­принципиальными усовершенствованиями) широкое рас­пространение. Представьте себе две рядом стоящие оди­наковые пластинки (из манганина). Обе они покрыты платиновой чернью или специальным черным лаком. Одна из них освещается и нагревается солнечными лу­чами, а другая закрыта шторкой. Через затененную пла­стинку пропускается электрический ток такой силы (ре­гулируется реостатом), чтобы ее температура была рав­на температуре освещенной пластинки. Мощность тока, необходимая для компенсации солнечного нагрева (от­сюда и название прибора - компенсационный пиргелио­метр) является мерой мощности падающего излучения.

Достоинство пиргелиометра Ангстрема в его просто­те, надежности и хорошей воспроизводимости показа­ний. Именно поэтому он уже более 85 лет применяется в разных странах. Тем не менее измерения с ним нуж­даются во внесении некоторых небольших, но трудно­определяемых поправок. Прежде всего никакое черне­ние (в том числе сажей, платиновой чернью и т. д.) не обеспечивает полного поглощения падающих лучей. Ка­кая-то доля их (порядка 1,5-2%) отражается, причем эта доля может меняться с длиной волны. В связи с этим в последние два десятилетия разработаны полост­ные приборы. Схема одного из них (пиргелиометр ПАКРАД-3, серийно выпускаемый фирмой «Лаборато­рия Эппли», США), приведена на рис. 1.

В верхнюю приемную полость l , образованную ци­линдром 2, конусом 3 с двойными стенками и усечен­ным конусом 4, солнечные лучи попадают через преци­зионную диафрагму 5. Термобатарея 6 позволяет опре­делить повышение температуры в верхней конструкции по сравнению с аналогичны­ми точками нижней, устро­енной в точности так же, как и верхняя (только ко­нус в ней развернут на 180° для компактности). Мощ­ность поглощаемого излуче­ния равна мощности тока, который необходимо пропу­стить по обмотке 7, чтобы при закрытой диафрагме 5 вызвать равное повышение температуры.

Поскольку солнечные лу­чи могут выйти из полости 1 только после нескольких отражений, полость, зачер­ненная изнутри таким же лаком, что и пластинки пир­гелиометра Ангстрема, обладает большим коэффициен­том поглощения. Он составляет 0,997-0,998, а в от­дельных случаях доходит до 0,9995. В этом преимуще­ство полостных приборов, получающих широкое распро­странение.

Вторая трудность определения солнечной постоянной порождается земной атмосферой. Последняя ослабляет любое излучение, причем ослабление сильно зависит от длины волны. Синие и фиолетовые лучи ослабляются значительно больше, чем красные, и еще сильнее ослаб­ляются ультрафиолетовые. Излучение с длиной волны меньше 300 нм вообще полностью задерживается земной атмосферой, как и большая часть инфракрасных лучей. К тому же оптические свойства атмосферы крайне непо­стоянны даже при ясной безоблачной погоде.

Из-за того что лучи разных длин волн ослабляются атмосферой по-разному, коэффициент прозрачности нельзя найти, проводя наблюдения в «белом свете» на приборах типа пиргелиометров, которые регистрируют неразложенное в спектр излучение всех длин волн. Со­вершенно необходим спектрометрический прибор. На­блюдения на нем позволят определить значения коэффи­циента прозрачности атмосферы по отдельности для ря­да длин волн. Только после этого можно вычислить по ним поправку за атмосферу к показаниям пиргелио­метра.

Все это очень осложняет определение солнечной по­стоянной с поверхности Земли. Не удивительно, что на­блюдения, сделанные, например, в прошлом столетии, имели низкую точность, и у разных авторов получались значение, различающиеся в 2 раза и более.

Методически самыми лучшими среди наземных опре­делений по праву считаются работы, начатые в 1900 г. и продолжавшиеся в течение нескольких десятилетий под руководством Ч. Аббота. Они показывали резуль­таты, имевшие разброс 2-3% около среднего значения. Сам Аббот интерпретировал этот разброс как реальные изменения солнечного излучения. Однако впоследствии более рафинированный анализ этих же самых наблю­дений показал, что разброс порожден ошибками, свя­занными прежде всего с недостаточным учетом нестабильностей земной атмосферы.

Между тем для метеорологии и ряда других наук о Земле, а также для астрофизики (в частности, физики планет) необходимы как более точное знание этой ве­личины, так и решение вопроса о том, является ли сол­нечная постоянная действительно постоянной, т. е. про­исходят ли и в каких пределах возможные колебания солнечного излучения.

Наиболее кардинальное решение проблемы дает ис­пользование искусственных спутников Земли. Спутники, предназначенные как раз для измерения солнечной по­стоянной, регулярно «работают» последние 10-12 лет. Вынос приборов за пределы атмосферы (конечно, наряду с усовершенствованием самих приборов) позволяет оп­ределять потоки солнечного излучения с невиданной ра­нее точностью - абсолютное значение до 0,3%, а воз­можные колебания до 0,001% от среднего значения. Тем не менее, несмотря на достигнутую точность, проблема колебаний солнечной постоянной до конца не решена. Установлено только, что их амплитуда (если они суще­ствуют) не более 0,1-0,2%. Не вдаваясь дальше в дис­куссию о стабильности солнечного излучения, отметим, что с точностью до 1 % солнечная постоянная составляет 137 мВт/см 2 , или 1,96 кал (см 2 мин) -1 .

Зная величину солнечной постоянной, мы можем по­лучить интересные данные. Рассмотрим некоторый уча­сток земной поверхности и примем, что угол падения солнечных лучей на него равен 60° (высота Солнца над горизонтом 30°). В этом случае, довольно типичном для условий средних широт, до поверхности Земли дойдет примерно 65% от полного потока излучения Солнца, остальное будет задержано атмосферой. Освещенность земной поверхности нужно еще уменьшить вдвое из-за наклонного падения лучей. Легко подсчитать, что при этих условиях на участок размером 5×10 км (равный площади среднего города) от Солнца поступает мощ­ность в 22 млн. кВт, т. е. больше, чем будет давать весь комплекс 5 электростанций, строящихся в Экибастузе. Далее, зная радиус земного шара, равный 6,371 10 8 см, легко найти площадь «поперечного сечения» Земли (1,275 10 18 см 2) и подсчитать, что мощность солнечного излучения, падающего на всю освещенную Солнцем по­ловину земной поверхности, составляет огромную вели­чину - около 1,7 10 14 кВт. Чтобы представить ее более наглядно, достаточно сказать, что солнечной энергии, падающей на дневную полусферу Земли, достаточно, чтобы за 1 с растопить глыбу льда объемом 0,56 км 3 (длиной и шириной 1 км и высотой 560 м) или за 4 ч нагреть от 0 до 100° С и вслед за тем испарить столько воды, сколько ее имеется в Ладожском озере (908 км 3). Наконец, за 26 сут Солнце посылает на Землю энергии больше, чем ее содержатся во всех разведанных и про­гнозируемых запасах угля, нефти и газа и других ви­дов ископаемых топлив. Эти запасы оцениваются в 13 10 12 т так называемого условного топлива (т. е. то­плива с теплотворной способностью 7000 кал/г, или 29,3 10 6 Дж/кг).

Энергетика всех явлений погоды, всех природных процессов, происходящих в земных атмосфере и гидро­сфере, таких, как ветер, испарение океанов, перенос вла­ги облаками, осадки, ручьи и реки и океанические тече­ния, движение ледников - все это в основном преоб­разованная энергия солнечного излучения, упавшего на Землю. Развитие биосферы определяется теплом и све­том, поэтому некоторые виды топлив, а также вся наша пища, по образному выражению К. А. Тимирязева, «есть консерв солнечных лучей».

Приведем еще одну цифру. Среднее расстояние Зем­ли от Солнца (или большая полуось земной орбиты) составляет 149,6 10 6 км. Отсюда полная светимость Солнца равна 3,82 10 23 кВт, или 3,82 10 33 эрг/с; эта ве­личина почти на 17 порядков превосходит мощность крупнейших технических энергоустановок, таких, как наши крупнейшие гидро- и тепловые электростанции.