Солнечное излучение

В общем объеме солнечного излучения радиация, связанная непосредственно с ядерными реакциями, происходящими в солнечном ядре, составляет не более 3%. Исходное -излучение, пройдя 5*10⁵км через толщу солнечного вещества, претерпевает глубокие изменения. Все виды электромагнитного излучения имеют общую волновую природу и различаются между собой длиной волны. γ-Излучение самое коротковолновое из них, длина волны его порядка 10^-8 мм. Для объяснения процессов взаимодействия излучения с веществом излучение обычно рассматривают состоящим из дискретных частиц - фотонов, каждая из которых характеризуется определенным количеством энергии - квантом. Более подробно мы остановимся на этом в гл. 4. Сейчас необходимо лишь отметить, что при подобном представлении энергия фотона обратно пропорциональна длине волны его излучения. Поэтому фотоны наиболее коротковолнового γ-излучения обладают наибольшей энергией. Двигаясь от центра Солнца, они сталкиваются с ядрами и электронами или рассеиваются в столкновениях с другими ближайшими фотонами. Поскольку часть энергии при таких взаимодействиях передается другим частицам, то энергия фотона уменьшается, и теперь им соответствует более длинноволновое излучение. Таким образом γ-излучение переходит в более мягкое рентгеновское излучение, длина волны которого лежит в диапазоне 10^-6 мм. По мере приближения к солнечной поверхности, где температура достаточно низка, чтобы там могло существовать вещество в атомарном состоянии, начинает действовать другой механизм: энергия фотонов здесь идет на возбуждение атомов, то есть она вызывает переход электронов на более удаленную от ядра орбиту. При возвращении атома в исходное состояние (электрона - на его прежнюю орбиту) возникает так называемое характеристическое излучение. На поверхности Солнца столкновения фотонов с веществом приводят к повышению кинетической энергии его атомов. Солнечное излучение, передаваемое во внешнее пространство, характеризуется широким спектром, причем максимум его интенсивности приходится на диапазон 10^-4-10^-2 мм. Такое распределение по энергиям близко к энергетическому спектру классического "черного тела" при температуре 5500 °С, представленному на рис. 4. К "черному телу" мы еще вернемся. позднее, а сейчас необходимо лишь сделать некоторые замечания относительно формы, показанной на рисунке кривой. На этом графике по оси ординат отложена плотность энергии; последняя определяется как доля общей энергии, приходящаяся на какой-либо элементарный интервал длин волн, которые отложены по оси абсцисс. Длины волн здесь даны в микрометрах (мкм, 1 мкм равен 10^-6 м, или 10^-3 мм). Как мы видим, почти половина всей солнечной энергии сосредоточена в интервале длин волн 0,35-0,75 мкм, это видимая область спектра. Таким образом, в процессе эволюции человек приспособился зрительно воспринимать излучение именно в этой самой мощной области солнечного спектра. Остальная часть солнечной энергии - сосредоточена в ультрафиолетовой области спектра с длинами волн менее 0,3 мкм (меньшая ее часть) и в инфракрасной области спектра (большая часть), последняя дает нам тепло.

Рис. 4. Энергетический спектр излучения абсолютно черного тела при T ≈ 5800 K (5500 ⁰C)

Рассматривая Солнце через закопченное стекло, защитные очки или проектируя его изображение через малое отверстие на ровную поверхность, мы можем увидеть его бесформенную внешнюю оболочку. Мы можем также наблюдать темные области на его поверхности - солнечные пятна, а с помощью оптических приборов с большим увеличением удается разглядеть пятнистую поверхность Солнца, усеянную более светлыми (более нагретыми) областями - факелами, извергающими гигантские (размером в сотни тысяч километров) струи - солнечные вспышки. Удивительно, что такое возбуждение видимой поверхности Солнца сочетается с относительным постоянством его излучения. Оказывается, что общая интенсивность солнечного излучения и распределение его по длинам волн, особенно в ультрафиолетовой области спектра, почти не меняются. Чрезвычайно сильное влияние на состояние солнечной поверхности оказывает и другое явление - солнечный ветер. Это беспорядочное перемещение вещества, состоящего в основном из протонов, которые приобретают достаточную энергию, чтобы покинуть пределы Солнца и нестись далее через Солнечную систему со скоростью в сотни километров в секунду. Взаимодействие такого потока частиц с магнитным полем Земли обусловливает появление полярных сияний и препятствует распространению радиоволн.