Rayonnement du soleil. Rayonnement solaire ou rayonnement ionisant du soleil

Radiation solaire

Radiation solaire

rayonnement électromagnétique émanant du Soleil et pénétrant dans l’atmosphère terrestre. Les longueurs d'onde du rayonnement solaire sont concentrées dans la plage de 0,17 à 4 µm avec un maximum. à une longueur d'onde de 0,475 µm. D'ACCORD. 48 % de l'énergie du rayonnement solaire tombe sur la partie visible du spectre (longueur d'onde de 0,4 à 0,76 microns), 45 % sur l'infrarouge (plus de 0,76 microns) et 7 % sur l'ultraviolet (moins de 0,4 µm). Le rayonnement solaire est le principal source d'énergie pour les processus dans l'atmosphère, l'océan, la biosphère, etc. Elle se mesure par exemple en unités d'énergie par unité de surface et par unité de temps. W/m². Rayonnement solaire à la limite supérieure de l'atmosphère mercredi. la distance de la Terre au Soleil s'appelle constante solaire et s'élève à env. 1382 W/m². En traversant l'atmosphère terrestre, le rayonnement solaire change d'intensité et de composition spectrale en raison de l'absorption et de la diffusion sur les particules de l'air, les impuretés gazeuses et les aérosols. À la surface de la Terre, le spectre du rayonnement solaire est limité à 0,29-2,0 μm et son intensité est considérablement réduite en fonction de la teneur en impuretés, de l'altitude et de la couverture nuageuse. Le rayonnement direct, affaibli lors de son passage dans l'atmosphère, ainsi que le rayonnement diffusé, formé lors de la diffusion d'une ligne directe dans l'atmosphère, atteignent la surface de la Terre. Une partie du rayonnement solaire direct est réfléchie par la surface de la Terre et les nuages ​​et se dirige vers l'espace ; le rayonnement diffusé s’échappe également partiellement dans l’espace. Le reste du rayonnement solaire est principalement se transforme en chaleur, chauffant la surface de la terre et en partie l'air. Le rayonnement solaire, c'est-à-dire, est l'un des principaux. composants du bilan radiatif.

Géographie. Encyclopédie illustrée moderne. - M. : Rosman. Edité par le prof. A.P. Gorkina. 2006 .

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Livres

• Rayonnement solaire et climat de la Terre, Fedorov Valery Mikhailovich. Le livre présente les résultats d'études sur les variations de l'insolation terrestre associées aux processus mécaniques célestes. Les changements à basse et à haute fréquence du climat solaire sont analysés...

Poudovkine O.L. Structure et rayonnement électromagnétique du Soleil 0 Moscou, 2014

Poudovkine O.L. Structure et rayonnement électromagnétique du Soleil Moscou, 2014 1

UDC 52 + 55 Poudovkine O.L. Structure et rayonnement électromagnétique du Soleil. – Plateforme ouverte de publication électronique SPUBLER. Date de publication : 2014-08-17. - 22 s. Nécessaire pour les développeurs de systèmes spatiaux de télédétection de la Terre et les utilisateurs d'informations spatiales sont présentés. informations générales sur ce sujet un rayonnement électromagnétique Soleil. La structure du Soleil et la base physique des processus qui s'y produisent, les caractéristiques énergétiques et spectrales du rayonnement sont considérées par rapport aux tableaux de classification des gammes de fréquences adoptés par l'UIT, l'IEEE et GOST 24375-80. Poudovkine Oleg Leonidovitch. Intérêts scientifiques dans les domaines : analyse des systèmes, théorie des systèmes et du contrôle, débris spatiaux technogéniques et cosmogéniques, droit spatial international, géophysique, systèmes globaux de communication et de navigation spatiales, gestion de projet. Plus de 100 publications scientifiques et 8 monographies. Docteur en Sciences Techniques, Membre Correspondant de l'Académie de Cosmonautique et de l'Académie des Sciences Militaires. Dans l'industrie spatiale depuis 1968 : VIKA im. UN F. Mozhaisky, Complexe de commandement et de mesure du Ministère de la Défense de la Fédération de Russie, Comité scientifique et technique des Forces de missiles stratégiques, Comité scientifique militaire des Forces spatiales ; Vice-président, concepteur en chef, conseiller auprès des organisations de l'industrie spatiale ; expert du cluster spatial de la Fondation Skolkovo. Docteur en sciences techniques Pudovkin O.L. e-mail: [email protégé] 2

1. Structure du Soleil Le Soleil est l'étoile la plus proche de la Terre, distante de nous à une distance de 8,32 ± 0,16 minutes-lumière. Toutes les autres étoiles sont beaucoup plus éloignées. L'étoile la plus proche de nous est Proxima Centauri [de. lat roxima - la plus proche] est une naine rouge appartenant au système stellaire Alpha Centauri, située à une distance de 4,2421 ± 0,0016 années-lumière, soit 270 000 fois la distance de la Terre au Soleil. En termes de taille, le Soleil appartient aux étoiles typiques - les naines de la classe spectrale G2 selon le diagramme de Hertzsprung-Russell. Cela signifie que lumière du soleil, que nous avons l'habitude de percevoir comme blanc, est en réalité légèrement jaunâtre. Le Soleil est éloigné de la Terre à une distance moyenne de 149 597 870 km. Étant donné que cette distance est l’échelle la plus importante du système solaire, elle est acceptée comme l’une des unités de base de mesure de distance en astronomie et est appelée unité astronomique (au, AU). Dans le système SI 1 au = 149 597 870 700 m. Le Soleil est le corps central système solaire, plus de 99,86 % de sa masse totale y est concentrée. On pense que les planètes et le Soleil sont apparus il y a 4 à 5 milliards d’années à partir d’une nébuleuse géante de gaz et de poussière. Dans le même temps, le Soleil a absorbé la plus grande partie de la masse, qui s'élève actuellement à environ 2 × 1027 tonnes, soit 333 000 fois la masse de la Terre et 743 fois la masse de toutes les planètes réunies. DANS composition chimique La matière solaire est dominée par l'hydrogène - 72 % et l'hélium - 26 % de la masse du Soleil. Un peu moins d’un pour cent est constitué d’oxygène, 0,4 % de carbone et environ 0,1 % de néon. Si nous exprimons ces rapports en nombre d’atomes, il s’avère que par million d’atomes d’hydrogène, il y a 98 000 atomes d’hélium, 850 atomes d’oxygène, 360 atomes de carbone, 120 atomes de néon, 110 atomes d’azote et 40 atomes de fer et de silicium chacun. Connaissant la distance au Soleil et son rayon angulaire apparent, il est facile de déterminer que le Soleil est 109 fois plus grand que la Terre et que son rayon atteint 696 000 kilomètres. Par conséquent, le volume du Soleil est plus de 1 300 000 fois supérieur au volume de la Terre, et donc la densité moyenne s'avère être presque 4 fois inférieure à celle de la Terre et est d'environ 1,4 g/cm3. Selon les normes terrestres, la luminosité du Soleil est colossale et atteint 3,85 × 1023 kW. Même une part insignifiante énergie solaire, qui irradie le globe (et cela représente environ un sur dix milliards), sa puissance est des dizaines de milliers de fois supérieure à la puissance totale de toutes les centrales électriques du monde. L’énergie des rayons solaires tombant sur une surface de 1 m2 perpendiculaire à eux sur Terre pourrait faire fonctionner un moteur d’une puissance de 1,4 kW, et 1 m2 de l’atmosphère solaire émet une énergie d’une puissance de 60 mW. Figure 1 – Structure du Soleil. Le Soleil est constitué de couches internes - une zone de réactions nucléaires, une zone de transfert d'énergie radiative et une zone de convection, ainsi qu'une atmosphère comprenant la photosphère, la chromosphère et la couronne, qui se transforme en vent solaire. 3

1.1. Couches intérieures du Soleil Recherche théorique le siècle dernier, confirmé par les données expérimentales des dernières décennies, a montré que les couches internes (non directement observables) du Soleil sont constituées de trois parties principales, à peu près égales en profondeur : la zone de réactions nucléaires ; zone de transfert d'énergie radiante ; zone convective. La zone de réactions nucléaires (partie centrale, noyau) est caractérisée par des valeurs maximales de température, de pression et de densité de matière, comprimée par la gravité et constamment chauffée par l'énergie des réactions thermonucléaires. On pense que le noyau solaire s’étend du centre du Soleil jusqu’à une distance d’environ 175 000 km (environ 0,2 rayon solaire) et constitue la partie la plus chaude du Soleil. La température dans le noyau solaire est d'environ 15 000 000 K (à titre de comparaison : la température de la surface solaire dans la chromosphère est d'environ 60 000 K). La densité du noyau est de 150 000 kg/m³, soit 150 fois supérieure à la densité de l'eau sur Terre. L’analyse des données obtenues par la sonde SOHO a montré que dans le noyau, la vitesse de rotation du Soleil autour de son axe est beaucoup plus élevée qu’à la surface. Figure 2 – SOHO Observatoire solaire et héliosphérique, code d'observatoire « 249 »] – un vaisseau spatial pour observer le Soleil. Un projet commun entre l'ESA et la NASA. Lancé le 2 décembre 1995 à 08:08:000 UTC, désignation internationale 1995-065A, lancé sur le point de Lagrange L1 du système Terre-Soleil, est entré en service en mai 1996. Une réaction thermonucléaire proton-proton a lieu dans le noyau, à la suite de laquelle le plus commun des deux isotopes naturels de l'hélium, le 4 He, est formé à partir de quatre protons, représentant environ 99,999863 % du volume de tout l'hélium sur Terre. . Dans le même temps, chaque seconde, 4,26 millions de tonnes de matière (3,6 1038 protons) sont converties en énergie, mais cette valeur est négligeable par rapport à la masse du Soleil - 2 1027 tonnes. Le temps au bout duquel le Soleil épuisera son « carburant » et la réaction thermonucléaire s’arrêtera est estimé à 6 milliards d’années. La puissance du noyau solaire est de 380 iottawatts (1 IW = 1024 W), ce qui équivaut à la détonation de 9,1 1010 mégatonnes de TNT par seconde. On sait que le dispositif énergétique le plus puissant jamais mis en service par l'homme était la « Bombe Tsar » soviétique (le nom de code du projet est « Ivan »), qui a explosé le 30 octobre 1961 à Novaya Zemlya. Sa puissance était de 50 mégatonnes, ce qui équivaut à 5,3 IW, soit environ un pour cent de l'énergie solaire libérée en une seconde. Le noyau est le seul endroit du Soleil où l'énergie et la chaleur proviennent d'une réaction thermonucléaire ; le reste de l'étoile est chauffé par cette énergie. Toute l'énergie de base 4

traverse successivement les couches, jusqu'à la photosphère, d'où elle est émise sous forme de lumière solaire et d'énergie cinétique. Lorsque les photons de haute énergie (rayons gamma et X) se déplacent vers la surface du Soleil, ils dissipent une partie de l'énergie dans des couches moins énergétiques que le noyau. Les estimations du « temps de transit des photons » vont de 40 000 ans à 50 millions d'années. Chaque rayon gamma émis par le noyau du Soleil est converti en plusieurs millions de photons visibles, émis depuis sa surface. La zone de transfert d'énergie rayonnante (zone radiante, zone de rayonnement) est une zone de transfert d'énergie nucléaire par le rayonnement d'atomes individuels, qui l'absorbent et la réémettent constamment dans toutes les directions. La zone est située directement au-dessus du noyau solaire, à des distances d'environ 0,2-0,25 à 0,7 rayons solaires de son centre. La limite inférieure de la zone est considérée comme la ligne en dessous de laquelle les réactions nucléaires se produisent, la limite supérieure est la limite au-dessus de laquelle commence le mélange actif de la substance (zone convective). La différence de température est de 7 000 0000 K à 2 000 0000 K. L'hydrogène dans la zone de transfert radiatif est si fortement comprimé que les protons voisins ne peuvent pas échanger de place, ce qui rend le transfert d'énergie par mélange de la substance très difficile. Des obstacles supplémentaires au mélange de la substance sont créés par le faible taux de diminution de la température lorsqu'elle se déplace des couches inférieures vers les couches supérieures, ce qui est dû à la conductivité thermique élevée de l'hydrogène. Le rayonnement direct vers l’extérieur est également impossible, car l’hydrogène est opaque au rayonnement produit lors de la réaction de fusion nucléaire. Le transfert d'énergie, en plus du transfert de chaleur, se produit également par l'absorption et l'émission séquentielles de photons par des couches individuelles de particules. Du fait que l'énergie du photon émis est toujours inférieure à l'énergie du photon absorbé, la composition spectrale du rayonnement change à mesure qu'il traverse la zone radiante. Si à l'entrée de la zone tout le rayonnement est représenté par un rayonnement gamma à ondes extrêmement courtes, alors à la sortie de la zone radiante le flux lumineux du rayonnement est un « mélange », couvrant presque toutes les longueurs d'onde, y compris le visible. La zone convective commence à une profondeur de 0,3 rayon et s'étend jusqu'à la surface du Soleil (ou plutôt son atmosphère). Sa partie inférieure est chauffée jusqu'à 2 000 000 K, tandis que la température de la limite extérieure n'atteint pas 60 000 K. L'essence de la convection sur le Soleil est qu'un gaz plus dense est distribué sur la surface, s'y refroidit, puis se précipite à nouveau vers le centre. Ainsi, dans la zone convective du Soleil, il y a un processus de mélange constant. On pense que les flux de plasma qui s'y déplacent contribuent principalement à la formation du champ magnétique solaire. La masse de la zone convective ne représente que deux pour cent de la masse du Soleil. À la limite inférieure, la densité du plasma est égale à 0,2 de la densité de l'eau et, lorsqu'elle pénètre dans l'atmosphère solaire, elle diminue à 0,0001 la densité de l'air terrestre au-dessus du niveau de la mer. La substance de la zone convective se déplace de manière très complexe. Des flux puissants mais lents de plasma chaud d'un diamètre de cent mille kilomètres s'élèvent des profondeurs, dont la vitesse ne dépasse pas quelques centimètres par seconde. Des jets moins puissants de plasma moins chauffé descendent vers eux, dont la vitesse est déjà mesurée en mètres par seconde. À une profondeur de plusieurs milliers de kilomètres, le plasma ascendant à haute température est divisé en cellules géantes, dont les plus grandes ont des dimensions linéaires d'environ 30 à 35 000 kilomètres et sont appelées supergranules. Plus près de la surface, des mésogranules d'une taille caractéristique d'environ 5 000 kilomètres se forment, et encore plus près de la surface, des granules 3 à 4 fois plus petites se forment. Selon leur taille, les granules vivent d'un jour à une fraction d'heure. Lorsque ces produits du mouvement collectif du plasma atteignent la surface du Soleil, ils peuvent être facilement observés à travers un télescope doté d’un filtre spécial. 5

1.2. Atmosphère du Soleil L'atmosphère du Soleil fait référence à ses trois couches externes : la photosphère, la chromosphère et la couronne. La couronne se transforme en vent solaire. Les couches sont situées au-dessus de la zone convective et sont constituées principalement (en nombre d'atomes) d'hydrogène, d'hélium - 10 %, de carbone, d'azote et d'oxygène - 0,0001 %, de métaux ainsi que de tous les autres éléments chimiques - 0,00001 %. La plus profonde des couches externes est la photosphère, souvent appelée à tort « surface du Soleil », bien qu’un corps sphérique gazeux ne puisse pas avoir de surface. Nous avons convenu que par le rayon du Soleil, nous comprenons la distance entre le centre et la couche avec la valeur de température minimale. La photosphère [traduction du grec - « sphère de lumière »] est une couche de l’atmosphère de l’étoile, la surface apparente du Soleil. Un spectre continu de rayonnement optique qui nous parvient se forme dans la photosphère. L'épaisseur de la photosphère solaire est d'environ 500 km. Pour le Soleil, la température dans la photosphère diminue avec l'altitude de 8 000 à 10 000 K jusqu'à la température minimale sur le Soleil d'environ 43 000 K. La densité de la photosphère varie de 10-8 à 10-9 g/cm3 (particules concentration de 1015 à 1016 cm-3), la pression est d'environ 0,1 atmosphère. Dans de telles conditions, tous les atomes à faible potentiel d'ionisation (par exemple Na, K, Ca) s'avèrent ionisés. Les éléments restants, y compris l'hydrogène, dont l'énergie d'ionisation est d'environ 13,6 eV (2,18·10−18 J), restent majoritairement dans un état neutre ; la photosphère est donc la seule couche du Soleil où l'hydrogène est presque neutre. La surface de la photosphère solaire est recouverte de granules dont la taille est de 200 à 2000 km, la durée de leur existence est de 1 à 10 minutes. Les granules sont les sommets des cellules convectives formées dans la zone convective. La principale source de lumière solaire est couche inférieure photosphère 150 km. Le long de l'épaisseur de la couche, la température du plasma diminue de 64 000 à 44 000 K, tandis que des régions de température diminuant jusqu'à 37 000 K apparaissent constamment, qui brillent plus faiblement et sont détectées sous la forme de points sombres. Leur nombre varie sur une période de 11 ans, mais ils ne couvrent jamais plus de 0,5 % du disque solaire. Figure 3 – Un groupe de taches solaires photographiées en lumière visible par la sonde spatiale HINODE-3, décembre 2006. Chromosphère [d'un autre grec. χρομα - couleur, σφαίρα - boule, sphère) - l'enveloppe externe du Soleil, d'environ 2000 km d'épaisseur, entourant la photosphère. L'origine du nom de cette partie de l'atmosphère solaire est associée à sa couleur rougeâtre, causée par le fait que la raie rouge d'émission H-alpha de l'hydrogène de la série Balmer domine dans le spectre visible de la chromosphère. La limite supérieure de la chromosphère n'a pas de surface lisse distincte ; des émissions chaudes appelées spicules en sortent constamment. 6

Le spicule est l'élément principal de la structure fine de la chromosphère solaire. Si l'on observe le limbe du Soleil à une lumière d'une fréquence certaine et strictement constante, alors les spicules seront visibles comme des colonnes de gaz lumineux, assez fines à l'échelle solaire et d'un diamètre d'environ 1000 km. Ces colonnes s'élèvent d'abord de la chromosphère inférieure jusqu'à 5 000-10 000 km, puis retombent là où elles s'estompent. Tout cela se produit à une vitesse d'environ 20 000 m/s. La spicule vit 5 à 10 minutes. Le nombre de spicules existant simultanément sur le Soleil dépasse les dizaines de milliers et peut atteindre jusqu'à un million. Le réseau chromosphérique en est pratiquement constitué. La température de la chromosphère augmente avec l'altitude de 40 000 K à 20 000 K. La densité de la chromosphère est faible, la luminosité est donc insuffisante pour une observation dans des conditions normales. Mais lors d’une éclipse solaire totale, lorsque la Lune recouvre la brillante photosphère, la chromosphère située au-dessus d’elle devient visible et brille en rouge. Il peut également être observé à tout moment à l’aide de filtres optiques spéciaux à bande étroite. En plus de la raie H-alpha déjà mentionnée avec une longueur d'onde de 656,3 nm, le filtre peut également être réglé sur les raies Ca II K (393,4 nm) et Ca II H (396,8 nm). Les principales structures chromosphériques visibles dans ces lignes : un réseau chromosphérique couvrant toute la surface du Soleil et constitué de lignes entourant des cellules supergranulaires mesurant jusqu'à 30 000 km de diamètre ; flocculi – formations légères ressemblant à des nuages, le plus souvent confinées aux zones avec de forts champs magnétiques – zones actives entourant les taches solaires ; les fibres et les fibres (fibrilles) sont des lignes sombres de largeur et d'étendue variables, comme les flocculi, que l'on trouve souvent dans les régions actives. Figure 4 – Éclipse solaire du 11 août 1999. La chromosphère est visible comme une fine bande rouge autour du disque, la couronne comme une zone. La couronne est la dernière enveloppe externe du Soleil. La couronne est principalement constituée de protubérances et d'éruptions énergétiques qui émanent et éclatent sur plusieurs centaines, voire plus d'un million de kilomètres dans l'espace, formant le vent solaire. La température moyenne de la couronne varie de 1 000 0000 K à 2 000 000 K, et la température maximale, dans certaines régions, varie de 8 000 0000 K à 20 000 000 K. Malgré une température aussi élevée, elle est visible à l'œil nu. œil uniquement lors d'une éclipse solaire totale, car la densité de matière dans la couronne est faible, et donc la luminosité est faible. La forme de la couronne change en fonction de la phase du cycle d'activité solaire : pendant les périodes d'activité maximale, elle a une forme ronde, et pendant les périodes d'activité minimale, elle est allongée le long de l'équateur solaire. La température de la couronne étant très élevée, elle émet un rayonnement intense dans la gamme des ultraviolets et des rayons X. Ces rayonnements ne traversent pas l'atmosphère terrestre, mais sont étudiés à l'aide d'engins spatiaux. Le rayonnement dans différentes zones de la couronne se produit de manière inégale. 7

Il existe des régions chaudes, actives et calmes, ainsi que des trous corona avec une température relativement basse de 600 000 K, d'où émergent des lignes de champ magnétique dans l'espace. Cette configuration magnétique « ouverte » permet aux particules de quitter le Soleil sans entrave, de sorte que le vent solaire est émis principalement par les trous coronaux. Le spectre visible de la couronne solaire se compose de trois composantes différentes, appelées composantes L, K et F (ou, respectivement, la couronne L, la couronne K et la couronne F ; un autre nom pour les composantes L est le E. -couronne). La composante K est le spectre continu de la couronne. Sur son arrière-plan, jusqu'à une hauteur de 9 à 10 pieds du bord visible du Soleil, la composante L de l'émission est visible. À partir d'une hauteur d'environ 3" (le diamètre angulaire du Soleil est d'environ 30") et plus, un spectre Fraunhofer est visible, le même que le spectre de la photosphère. Il constitue la composante F de la couronne solaire. À une hauteur de 20", la composante F domine dans le spectre de la couronne. La hauteur de 9" à 10" est considérée comme la limite séparant la couronne intérieure de la couronne extérieure. Le vent solaire s'écoule de la partie extérieure de la couronne. couronne solaire et est un flux de particules ionisées (principalement des protons, des électrons et des particules α), se propageant avec une diminution progressive de sa densité, jusqu'aux limites de l'héliosphère. Le vent solaire est divisé en deux composantes - le vent solaire lent et le vent solaire rapide. Le vent solaire lent a une vitesse d'environ 400 km/s et une température de 1,4 ·10 6 - 1,6·106 0K et sa composition correspond étroitement à la couronne. Le vent solaire rapide a une vitesse d'environ 750 km/s, une température de 8·105 0K, et sa composition est similaire à celle de la photosphère. Le vent solaire lent est deux fois plus dense et moins constant que le vent rapide. Le vent solaire lent a une structure plus complexe avec régions de turbulence. En moyenne, le Soleil émet environ 1,3 × 1036 particules par seconde avec le vent. Par conséquent, la perte totale de masse du Soleil pour ce type de rayonnement est de 2-3·10−14 masses solaires par an. Cela équivaut à la perte de la masse terrestre sur 150 millions d’années. Beaucoup phénomène naturel sur Terre sont associées à des perturbations dues au vent solaire, notamment des tempêtes géomagnétiques et des aurores boréales. 2. Spectre du rayonnement électromagnétique du Soleil Le soleil génère et libère deux principaux flux d'énergie dans l'espace : le rayonnement électromagnétique (rayonnement solaire, énergie radiante) et le rayonnement corpusculaire (vent solaire). Le rayonnement émanant de la région centrale du Soleil, à mesure qu’il se déplace vers les sphères extérieures, passe des ondes courtes aux ondes longues. Si le rayonnement gamma et les rayons X sont présents au centre, alors dans les couches intermédiaires du globe solaire, les rayons ultraviolets prédominent et dans la surface émettrice du Soleil - la photosphère - ils se transforment en ondes de la gamme lumineuse. de rayonnement. Le spectre de l'énergie rayonnante solaire à la limite supérieure de l'atmosphère terrestre est une distribution avec un seul maximum, qui est assez bien décrite par le modèle du spectre de rayonnement d'un corps absolument noir à une température d'environ 60 000 K. La répartition de l'énergie le long du spectre est inégal. L'ensemble de la partie ondes courtes du spectre - rayons gamma, rayons X et rayons ultraviolets - ne représente que 7 % de l'énergie du rayonnement solaire, tandis que la plage optique du spectre représente 48 % de l'énergie du rayonnement solaire. C'est dans le domaine optique que se limite le rayonnement maximum, correspondant à l'intervalle bleu-vert du gamma lumineux du rayonnement. Les 45% d'énergie restants 8

le rayonnement solaire est principalement contenu dans la gamme infrarouge et seule une petite partie est constituée d’émissions radio. Un corps absolument noir est un corps qui absorbe 100 % de tout rayonnement qui tombe sur lui (le coefficient d'absorption est de 1, le coefficient de réflexion est de 0). Cela signifie non seulement la lumière visible, mais aussi les ondes radio, les ultraviolets, les rayons X, etc. Si un corps absolument noir est chauffé, il commencera à émettre des ondes électromagnétiques dans toute la gamme des ondes radio jusqu'au rayonnement gamma. De plus, il émet dans tout le spectre du rayonnement électromagnétique, mais de manière non uniforme. La densité spectrale présente un pic. Plus l’échauffement est fort, plus le déplacement vers les hautes fréquences est important. Les corps absolument noirs n'existent pas dans la nature - c'est un modèle mathématique. Le spectre de rayonnement des étoiles est le plus proche du spectre de rayonnement d’un corps absolument noir. C’est pourquoi les étoiles froides sont rouges et les étoiles chaudes sont bleues. Le rayonnement du Soleil provient de différentes couches. La plage de température considérée est de 5 712 à 58 120 K, pour laquelle la plage de longueurs d'onde est de 0,499 à 0,5077 µm (bordure bleu-vert). La valeur moyenne est de 57850 K, la longueur d'onde est de 0,5012 microns. La distribution spectrale du rayonnement d'un corps absolument noir est décrite par la loi de Planck : . (1) Cette formule s'écrit généralement sous la forme : . (2) Voici la densité spectrale de rayonnement, W cm-2 µm-1 ; λ – longueur d'onde, µm ; h – constante de Planck (6,6256 ± 0,0005)·10-34 W·s2 ; T- température absolue, 0K ; s – vitesse de la lumière (2,997925 ± 0,000003) 1010 cm s-1 ; = (3,7415 ± 0,0003) 104 W cm-2 µm4 ; = (1,43879 ± 0,00019) 104 µm 0K ; k – Constante de Boltzmann (1,38054 ± 0,00018) 10-23 W s 0 K-1. Le flux total d'énergie émis par un corps absolument noir est déterminé par la loi de Stefan-Boltzmann (l'intégrale de l'équation de Planck) : ∫ (3) où σ = (5,6697 ± 0,0029) 10-12 W cm-2 0 K- 4. Ainsi, le rayonnement total d’un corps absolument noir augmente proportionnellement à la quatrième puissance de la température. En différenciant l'équation de Planck, on obtient la loi de déplacement de Wien : (4) où λmax est la longueur d'onde à laquelle est observée la distribution maximale de la densité spectrale du rayonnement sur les longueurs d'onde ; a = 2897,8 ± 0,4 µm·0K. 9

L'énergie rayonnante du Soleil est la principale source d'énergie de la Terre. Le rayonnement des étoiles et de la Lune est négligeable par rapport au soleil et n’apporte pas une contribution significative aux processus sur Terre. Le flux d’énergie dirigé vers la surface de la Terre depuis les profondeurs de la planète est également négligeable. La quantité d'énergie provenant du Soleil vers la Terre est déterminée par un paramètre intégral, qui dépend très peu du temps et appelé constante solaire. La constante solaire S0 est la quantité d’énergie solaire arrivant par unité de temps sur une unité de surface perpendiculaire aux rayons du soleil à la distance moyenne de la Terre au Soleil. Selon les dernières données, sa valeur est de 1366±1 W m-2. La répartition du rayonnement électromagnétique émis par le Soleil et arrivant à la limite supérieure de l'atmosphère terrestre, en fonction de la longueur d'onde λ, est appelée spectre du Soleil. Il convient d'ajouter à la définition du spectre du Soleil les exigences de la définition de la constante solaire comme l'énergie solaire entrante par unité de temps et par unité de surface, à une certaine fréquence perpendiculaire aux rayons, à la distance moyenne du La Terre au Soleil. Cette quantité est souvent appelée constante solaire spectrale S0(λ). Ensuite, pour la constante solaire, la définition introduite précédemment est clarifiée par le terme – constante solaire intégrale. Le spectre standard du Soleil avec une « résolution spectrale grossière » et le spectre d'un corps absolument noir à T = 57850 K sont présentés dans la figure 5. Figure 5 – Spectre standard du Soleil avec une résolution spectrale grossière et le spectre d'un corps absolument noir corps, T = 57850 K. UV, VD, IR, micro-ondes - rayonnement ultraviolet, visible, infrarouge et micro-ondes. Si l'on considère le spectre du Soleil à haute résolution spectrale, l'image n'est pas aussi lisse, mais présente de nombreuses raies de Fraunhofer causées par l'absorption de divers éléments dans la photosphère et la chromosphère. On peut voir sur la figure que la fonction de Planck à T = 57850 K se rapproche bien du spectre du Soleil dans sa partie médiane - la gamme de longueurs d'onde de 0,2 µm à 1 cm. Cela est dû au fait que la formation de rayonnement solaire sortant le rayonnement dans différentes régions spectrales se produit à différentes altitudes et différentes températures. dix

La partie des ondes courtes du spectre est la plus destructrice pour la vie sur Terre et comprend : le rayonnement gamma (rayons gamma, rayons γ) - un type de rayonnement électromagnétique avec une longueur d'onde extrêmement courte - inférieure à 5·10-3 nm ( fréquence - plus de 6·1019 Hz), avec des propriétés ondulatoires corpusculaires prononcées et faiblement exprimées. Source – processus nucléaires et cosmiques, désintégration radioactive; Le rayonnement X est une onde électromagnétique dont l'énergie des photons se situe sur l'échelle des ondes électromagnétiques entre le rayonnement ultraviolet et le rayonnement gamma, ce qui correspond à des longueurs d'onde de 5·10−3 nm à 10 nm et des fréquences 3·1016 - 6·1019. Hz. Source – processus atomiques sous l'influence de particules chargées accélérées ; le rayonnement ultraviolet est le rayonnement des atomes sous l'influence d'électrons accélérés. Parmi les 7 % de rayonnement solaire à ondes courtes, la plus grande partie est constituée de rayonnement ultraviolet, qui est fortement absorbé par l'atmosphère terrestre. Le spectre d'absorption de l'ozone présente un pic à environ 250 nm, tandis que celui de l'oxygène présente deux pics : 110 et 200 nm. La plage d’absorption de la gamme ultraviolette à ondes courtes est recouverte par l’oxygène et, dans la plage moyenne, par l’ozone. À une longueur d'onde électromagnétique de 250 nm, l'ozone absorbe presque tout le rayonnement, à 300 nm – 97 %. La partie ultraviolette du spectre occupe la gamme située entre l’extrémité violette de la lumière visible et les rayons X. En 1801, le physicien allemand Johann Wilhelm Ritter découvrit que le chlorure d'argent, qui se décompose lorsqu'il est exposé à la lumière, se décompose plus rapidement lorsqu'il est exposé à un rayonnement invisible en dehors de la région violette du spectre. De nombreux scientifiques, dont Ritter, ont alors convenu que la lumière se compose de trois composants distincts : un composant oxydatif ou thermique (infrarouge), un composant illuminant (lumière visible) et un composant réducteur (ultraviolet). À cette époque, le rayonnement ultraviolet était également appelé rayonnement actinique, en raison de sa capacité à affecter de manière prescrite des matériaux spécifiques sensibles à la lumière. Conformément à la norme ISO-DIS-2134, les caractéristiques du rayonnement solaire ultraviolet sont présentées, tableau 1. Les plages UV-A, UV-B, UV-C présentées dans le tableau ont été présentées par les biologistes comme les plus importantes dans leur travail. Tableau 1 – Caractéristiques du rayonnement solaire ultraviolet Quantité d'énergie Nom Abréviation Longueur d'onde, nm par photon, eV Proche NUV 400 nm - 300 nm 3,10 - 4,13 eV Moyen MUV 300 nm - 200 nm 4,13 - 6,20 eV Lointain FUV 200 nm - 122 nm 6 0,20 - 10,2 eV EUV extrême, XUV 121 nm - 10 nm 10,2 - 124 eV Ultraviolet A, UV-A à ondes longues, UVA 400 nm - 315 nm Plage de 3,10 à 3,94 eV Ultraviolet B, UV-B à ondes moyennes, UVB 315 nm - 280 nm Gamme 3,94 - 4,43 eV Ultraviolet C, ondes courtes UV-C, UVC 280 nm - 100 nm Gamme 4,43 - 12,4 eV 11

La gamme du proche ultraviolet est souvent appelée « lumière noire » car elle n’est pas reconnue par l’œil humain, mais lorsqu’elle est réfléchie par certains matériaux, le spectre se déplace dans la région visible. Pour les gammes lointaines et extrêmes, le terme « vide » (VUV) est souvent utilisé, en raison du fait que les ondes de cette gamme sont fortement absorbées par l'atmosphère terrestre. La plupart des rayons ultraviolets, UVA, ne sont pas absorbés par l'oxygène et l'ozone présents dans l'atmosphère et atteignent la surface de la Terre. Le rayonnement ultraviolet UV-B est absorbé par l'ozone et la quantité qui atteint la surface dépend de la quantité d'ozone présente dans l'atmosphère terrestre. Ultra-violet Rayonnement UV-C est absorbé par l'ozone et l'oxygène de l'atmosphère, et une très petite partie de ce rayonnement atteint la surface de la Terre. Le rayonnement ultraviolet peut être très nocif pour la santé humaine, c'est pourquoi, en 1994, l'Organisation météorologique mondiale, en collaboration avec l'Organisation mondiale de la santé, a proposé d'introduire un indice ultraviolet solaire - indice UV, W/m2. La partie visible du spectre (lumière visible, ou simplement lumière) perçue par l'œil humain occupe une gamme de longueurs d'onde allant de 380 nm (violet) à 780 nm (rouge), soit une gamme de fréquences allant de 400 à 790 térahertz (1 THz = 1012 Hz). L’œil humain a la plus grande sensibilité à la lumière dans la région de 555 nm (540 THz) – la partie verte du spectre. Bien que le phénomène de l'arc-en-ciel ait été expliqué par la réfraction de la lumière du soleil dans les gouttes de pluie en 1267, Roger Bacon, mais seul Newton était capable d'analyser la lumière. Après avoir réfracté un rayon de lumière à travers un prisme, il compta d'abord cinq couleurs : rouge, jaune, vert, bleu, violet. Puis il a ajouté deux couleurs supplémentaires et est devenu le père de l’arc-en-ciel à sept couleurs. Il convient de noter que la question des « couleurs de l’arc-en-ciel » ne relève pas du domaine de la physique et de la biologie. Cette question devrait être traitée par des linguistes et des philologues. Il y a sept couleurs dans l'arc-en-ciel des peuples slaves uniquement parce qu'il existe un nom distinct pour couleur bleue(par rapport aux Britanniques) et pour le vert (par rapport aux Japonais). Du point de vue de la biologie moderne, physiologiquement, une personne voit trois couleurs dans un arc-en-ciel : rouge, vert, bleu. Par conséquent, la question n’a pratiquement aucun sens et les fourchettes couleur visible peut être désigné avec n’importe quelle couleur pratique. Les premières explications du spectre du rayonnement visible ont été données par Isaac Newton dans son livre « Optique » et Johann Goethe dans son ouvrage « La théorie des couleurs ». Newton a découvert la dispersion de la lumière dans les prismes et a été le premier à utiliser le mot spectre [de lat. spectre - vision, apparence] imprimé en 1671. Il a observé que lorsqu'un rayon de lumière frappe la surface d'un prisme de verre selon un angle par rapport à la surface, une partie de la lumière est réfléchie et une autre traverse le verre, formant des rayures multicolores. Figure 6 – Le cercle de couleurs de Newton tiré du livre « Optics » (1704), montrant la relation entre les couleurs et les notes de musique. Les couleurs du spectre allant du « rouge » au « violet » sont séparées par des notes, commençant par la note « D » (D). Le cercle est une octave complète. 12

Quand le faisceau est décomposé blanc Un spectre se forme dans le prisme dans lequel un rayonnement de différentes longueurs d'onde est réfracté sous différents angles. Les couleurs incluses dans le spectre, c'est-à-dire les couleurs qui peuvent être obtenues par des ondes lumineuses de même longueur d'onde (ou une plage très étroite), sont appelées couleurs spectrales. Les principales couleurs spectrales de la lumière visible ont leurs propres noms et leurs caractéristiques sont présentées dans le tableau. Tableau 2 - Caractéristiques de la lumière visible Gamme Gamme de longueurs Gamme Énergie des ondes de couleur, fréquences nm, photons THz, eV Violet 380 - 440 790 - 680 2,82 - 3,26 Bleu 440 - 485 680 - 620 2,56 - 2,82 Bleu 485 - 500 620 - 600 2,48 - 2,56 Vert 500 - 565 600 - 530 2,19 - 2,48 Jaune 565 - 590 530 - 510 2,10 - 2,19 Orange 590 - 625 510 - 480 1, 98 - 2,10 Rouge 625 - 740 480 - 400 1,68 - 1.9 Rayonnement visible tombe dans la « fenêtre optique » et n’est pratiquement pas absorbé par l’atmosphère terrestre. Air frais diffuse la lumière bleue un peu plus fortement que la lumière avec des longueurs d'onde plus longues (vers le côté rouge du spectre), de sorte que le ciel de midi apparaît bleu. La partie infrarouge du spectre électromagnétique occupe la plage comprise entre l'extrémité rouge du spectre visible avec une longueur d'onde de 0,74 microns et le début du rayonnement micro-ondes avec une longueur d'onde de 1 mm. Récemment, le bord des ondes longues de cette partie du spectre a été isolé dans une gamme distincte et indépendante d'ondes électromagnétiques - un rayonnement térahertz d'une longueur d'onde de 3 à 0,03 mm (1 011 à 1 013 Hz) ou un rayonnement submillimétrique d'une longueur d'onde de 1-0,1 mm. Le rayonnement infrarouge est également appelé rayonnement « thermique », car le rayonnement infrarouge émis par les objets chauffés est perçu par la peau humaine comme une sensation de chaleur. De plus, les longueurs d'onde émises par les corps dépendent de la température de chauffage : plus la température est élevée, plus la longueur d'onde est courte et plus l'intensité du rayonnement est élevée. Le rayonnement infrarouge a été découvert en 1800 par l'astronome anglais William Herschel, qui a découvert que dans le spectre du Soleil obtenu à l'aide d'un prisme, au-delà de la limite de couleur rouge (dans la partie invisible du spectre), la température du thermomètre augmente. Au XIXème siècle, il a été prouvé que le rayonnement infrarouge obéit aux lois de l’optique et est de même nature que la lumière visible. Désormais, toute la gamme du rayonnement infrarouge est divisée en trois sous-gammes : ondes courtes 0,74 - 2,5 microns ; onde moyenne 2,5 - 50 microns ; ondes longues 50 - 2000 microns. Dans la sous-gamme des ondes courtes, le rayonnement infrarouge est diffusé presque de la même manière que dans le domaine visible, et la principale source de ce rayonnement est le Soleil. À mi-distance, la majeure partie du rayonnement est absorbée par les composants atmosphériques 13

(vapeur d'eau, dioxyde de carbone). Dans la sous-gamme la plus éloignée, moins d'énergie est dissipée dans l'atmosphère et la principale source de rayonnement est la surface de la Terre. Tableau 3 - Caractéristiques du rayonnement infrarouge Couleur Gamme de longueurs d'onde Gamme de fréquences Ondes courtes IR-A 740 nm - 2,5 µm 400 THz - 120 THz Ondes moyennes IR-B 2,5 µm - 50 µm 120 THz - 6 THz Ondes longues IR-S 50 µm - 2 mm 6 THz - 150 GHz Les plages de rayonnement électromagnétique du Soleil prises en compte sont d'une importance décisive pour la vie sur Terre. Le rayonnement ultraviolet (UV-C) inférieur à 280 nm est mortel pour les plantes. Lorsqu'elles y sont exposées, après 10 à 15 minutes, les protéines végétales perdent leur structure et l'activité cellulaire s'arrête. Extérieurement, cela se manifeste par le jaunissement et le brunissement des feuilles, la torsion des tiges et la mort des points de croissance. Mais la partie solaire des ultraviolets durs n'atteint pas la surface de la Terre, étant retenue par la couche d'ozone. Le rayonnement ultraviolet du CP-A au-dessus de 315 nm est nécessaire au métabolisme et à la croissance des plantes. Il retarde l'allongement des tiges et augmente la teneur en vitamine C. Le rayonnement ultraviolet CF-B (280 - 315 nm) agit comme une basse température, favorise le processus de durcissement des plantes et augmente leur résistance au froid. Les rayons ultraviolets n'ont pratiquement aucun effet sur la chlorophylle. Les rayons violets et bleus inhibent la croissance des tiges, des pétioles et des limbes des feuilles, formant des plantes compactes et des feuilles plus épaisses, permettant une meilleure absorption et utilisation de la lumière en général. Ces rayons stimulent la formation de protéines, l'organosynthèse des plantes, le passage à la floraison des plantes à jours courts et ralentissent le développement des plantes à jours longs. Les parties bleues et violettes du spectre lumineux sont presque entièrement absorbées par la chlorophylle, ce qui crée les conditions d'une intensité maximale de la photosynthèse. Les rayons verts traversent pratiquement les limbes des feuilles sans y être absorbés. Sous leur influence, ces derniers deviennent très minces et les organes axiaux des plantes s'allongent. Le niveau de photosynthèse est le plus bas. Les rayons rouges combinés à l’orange représentent le principal type d’énergie nécessaire à la photosynthèse. La plus importante est la région de 625 à 680 nm, qui favorise la croissance intensive des feuilles et des organes axiaux des plantes. Cette lumière est très complètement absorbée par la chlorophylle et augmente la formation de glucides lors de la photosynthèse. Les zones lumineuses rouge et orange ont crucial pour tous les processus physiologiques des plantes. Les scientifiques ont établi la capacité des rayons rouges de faible intensité (600-690 nm) (pas plus de 620 lux) à influencer activement les processus physiologiques des plantes sensibles au passage de la lumière à l'obscurité et vice versa (photopériodique). Les rayons infrarouges ont différents effets sur les plantes. Par exemple, les tomates et les concombres réagissent faiblement à la lumière infrarouge jusqu'à 1 100 nm. Cette gamme de lumière agit sur l'étirement de l'hypocotylédon, des tiges et des pousses. Le rayonnement proche à basse température peut être partiellement absorbé par la chlorophylle et ne pas surchauffer la feuille, ce qui sera utile à la photosynthèse. 14

Figure 7 - Effet de la longueur d'onde sur le développement des plantes Ondes radio (micro-ondes). Le Soleil émet non seulement de l'énergie allant du rayonnement gamma au rayonnement infrarouge, mais également des ondes radio, qui sont transmises par l'atmosphère terrestre sur des longueurs allant de plusieurs millimètres à plusieurs dizaines de mètres. Malgré un certain nombre de premières tentatives pour détecter les ondes radio du Soleil, elles n'ont été découvertes qu'en février 1942 comme source d'interférence sur les écrans radar britanniques pendant la Seconde Guerre mondiale. Après son achèvement en 1945, le développement rapide de la radioastronomie, y compris l'astronomie solaire, a commencé. Si l'émission radio du Soleil en 1942 était associée à son activité et à son influence sur le radar, alors en 1963 activité solaire ont déjà commencé à être mesurés par le paramètre «Indice F10.7», qui est déterminé par l'ampleur du flux d'émission radio à une onde de 10,7 cm (fréquence 2800 MHz). Cet indice est bien corrélé avec le « Nombre de Loup » - un indicateur numérique du nombre de taches sur le Soleil, du nom de l'astronome suisse Rudolf Wolf. C'est l'un des indicateurs les plus courants de l'activité solaire. Les ondes radio sont émises par des gaz chauds et hautement ionisés présents dans l’atmosphère extérieure du Soleil. Ces gaz raréfiés, presque transparents à la lumière visible, s'avèrent opaques aux émissions radio à certaines longueurs d'onde. L'opacité augmente avec l'augmentation de la concentration d'électrons libres et la diminution de la température, ainsi qu'avec l'augmentation de la longueur d'onde. La chromosphère, qui a une concentration d'électrons assez élevée et une température de 5 000 à 100 000 K, est opaque aux ondes décimétriques et métriques, donc seules les ondes centimétriques peuvent en sortir et atteindre la Terre. Les ondes métriques ne peuvent provenir que de la couronne solaire sous-jacente, plus raréfiée et plus chaude, avec une température d'environ 1 000 000 à 2 000 0000 K. Étant donné que des ondes de différentes longueurs proviennent de différentes couches de l'atmosphère solaire, cela permet d'étudier les propriétés de la chromosphère et couronne par leur émission radio. Dans le domaine radio, la taille du disque solaire dépend de la longueur d'onde à laquelle l'observation est effectuée. Aux ondes métriques, le rayon du Soleil est plus grand qu'aux ondes centimétriques, et dans les deux cas il est supérieur au rayon du disque visible. L'émission radio du Soleil comprend des composants thermiques et non thermiques. L'émission radio thermique, provoquée par des collisions d'électrons et d'ions se déplaçant à des vitesses thermiques, détermine la limite inférieure de l'intensité de l'émission radio du Soleil « silencieux ». L'intensité de l'émission radio est généralement caractérisée par la température de luminosité Tb. 15

Figure 8 – Dépendance de l'intensité des principales composantes de l'émission radio solaire (leur température de luminosité) sur la fréquence (longueur d'onde) La température de luminosité est une grandeur photométrique caractérisant l'intensité du rayonnement. Souvent utilisé en radioastronomie. Par définition, la température de luminosité est la température qu'aurait un corps absolument noir s'il avait la même intensité dans une plage de fréquences donnée. Il convient de noter que la température de luminosité n’est pas une température au sens habituel du terme. Elle caractérise le rayonnement et, selon le mécanisme de rayonnement, elle peut différer considérablement de la température physique du corps rayonnant. Par exemple, pour les pulsars, elle atteint 1026 0K. Dans le cas du rayonnement d'un Soleil « calme » aux ondes centimétriques, Tb ~ 104 0K, et aux ondes métriques, Tb ~ 106 0K. Naturellement, pour le rayonnement thermique la valeur de Tb coïncide avec la température cinétique de la couche d'où sort le rayonnement, si cette couche est opaque à ce rayonnement. L'idée du niveau d'émission radio d'un Soleil « calme » est une idéalisation ; en réalité, le Soleil n'est jamais complètement calme : des processus orageux dans l'atmosphère solaire conduisent à l'apparition de régions locales dont l'émission radio est grandement augmente la valeur d'intensité observée par rapport au niveau " calme" Soleil. La formation de centres d'activité (facules et taches) à la surface du Soleil s'accompagne de l'apparition de condensations coronales au-dessus d'eux - denses et chaudes, comme si elles recouvraient la région active. Directement au-dessus des taches, la couronne chaude semble descendre à des altitudes de 2 à 3 000 km, où l'intensité du champ magnétique est d'environ 1 000 Oe. Ensuite, en plus d'émettre lors de collisions avec des protons (bremsstrahlung), les électrons devraient également émettre lorsqu'ils se déplacent. autour des lignes de champ magnétique (rayonnement magnétobremsstrahlung). Un tel rayonnement provoque l'apparition de taches radio brillantes au-dessus des régions actives, qui apparaissent et disparaissent approximativement en même temps que les taches visibles. Comme les taches changent lentement (jours et semaines), l'émission radio des condensations coronales change tout aussi lentement. C’est pourquoi on l’appelle un composant à évolution lente. Cette composante apparaît principalement dans la gamme de longueurs d'onde de 2 à 50 cm. Fondamentalement, elle est également thermique, puisque les électrons émetteurs ont une distribution thermique des vitesses. Cependant, à un certain stade de développement du 16 actif

Dans la zone située entre les spots, on observe des sources apparemment de nature non thermique. Parfois, dans la région des condensations, on observe une augmentation soudaine des émissions radio aux mêmes ondes - des sursauts centimétriques. Leur durée varie de quelques minutes à des dizaines de minutes voire des heures. De tels sursauts radio sont associés à un échauffement rapide du plasma et à une accélération des particules dans la région de l'éruption solaire. Une augmentation de la température et de la densité du gaz dans la condensation peut être à l'origine de la génération de sursauts centimétriques avec Tb à 107-108 K. Des sursauts plus intenses aux ondes centimétriques sont apparemment dus au rayonnement cyclotron ou plasma d'électrons subrelativistes avec des énergies. de dizaines à centaines de keV dans les arcs magnétiques des fusées éclairantes. Encore plus haut au-dessus des condensations coronales, on observe également une émission radio renforcée, mais déjà à des ondes métriques d'environ 1,5 mètre - ce qu'on appelle les tempêtes sonores ; ils peuvent être observés pendant des heures, voire des jours. Il existe de nombreux sursauts d'une durée d'environ 1 seconde (sursauts radio de type I) dans des intervalles de fréquence étroits. Cette émission radio est associée à la turbulence du plasma, qui est excitée dans la couronne au-dessus de régions actives en développement contenant de grandes taches. Les émissions d'électrons rapides et d'autres particules chargées provenant de la région d'une éruption chromosphérique provoquent un certain nombre d'effets sur l'émission radio du Soleil actif. Les plus courants d’entre eux sont les sursauts radio de type III. Leur trait caractéristique est que la fréquence de l'émission radio change avec le temps et qu'elle apparaît à chaque instant à deux fréquences (harmoniques) dans un rapport de 2:1. La rafale commence à une fréquence d'environ 500 MHz (λ ~ 60 cm), puis la fréquence des deux harmoniques diminue rapidement, d'environ 20 MHz par seconde. L'ensemble de la rafale dure environ 10 secondes. Les sursauts radio de type III sont créés par un flux de particules éjectées par une éruption et se déplaçant à travers la couronne. Le flux excite des oscillations de plasma (ondes de plasma) à une fréquence déterminée par la densité électronique à l'endroit de la couronne où se trouve actuellement le flux. Et comme la densité électronique diminue avec l'éloignement de la surface du Soleil, le mouvement du flux s'accompagne d'une diminution progressive de la fréquence des ondes de plasma. Une partie de l’énergie de ces ondes peut être convertie en ondes électromagnétiques de fréquence identique ou doublée, qui sont enregistrées sur Terre sous forme de sursauts radio de type III à deux harmoniques. Comme l'ont montré les observations sur les engins spatiaux, les flux d'électrons, se propageant dans l'espace interplanétaire, génèrent des sursauts radio de type III jusqu'à des fréquences de 30 kHz. Suite à des sursauts radio de type III, dans 10 % des cas, une émission radio est observée dans une large gamme de fréquences avec une intensité maximale à une fréquence de ~ 100 MHz (λ ~ 3 m). Cette émission est appelée sursauts radio de type V, les sursauts durent environ 1 à 3 minutes. Apparemment, ils sont également dus à la génération d’ondes plasma. Lors d'éruptions solaires très fortes, des sursauts radio de type II apparaissent, également avec des fréquences variables. Leur durée est d'environ 5 à 30 minutes et la gamme de fréquences est de 200 à 30 MHz. L'éclatement est généré par une onde de choc se déplaçant à une vitesse v ~ 108 cm/s, résultant de la dilatation du gaz lors d'une forte éruption. Des ondes de plasma se forment à l'avant de cette onde. Puis, comme dans le cas des sursauts radio de type III, ils se transforment partiellement en ondes électromagnétiques. La similitude des sursauts radio des types II et III est soulignée par le fait que les sursauts sont caractérisés par un rayonnement à deux harmoniques. Au fur et à mesure que l'onde de choc de l'éruption se propage dans l'espace interplanétaire, elle continue de générer un sursaut radio de type II à des ondes de l'ordre de l'hectomètre et du kilomètre. Lorsqu’une forte onde de choc atteint le sommet de la couronne, une émission radio continue apparaît dans une large gamme de fréquences : émission radio de type IV. Il s'apparente aux sursauts radio de type V, mais s'en distingue par sa durée plus longue (parfois jusqu'à plusieurs heures). L'émission radio de type IV est générée par des électrons subrelativistes dans des nuages ​​​​de plasma denses possédant leurs propres champ magnétique 17

dans les couches supérieures de la couronne. Généralement, les sources radio de type IV s'élèvent dans la couronne à une vitesse de plusieurs centaines de km/s et peuvent être tracées jusqu'à des hauteurs de 5 rayons solaires au-dessus de la photosphère. Les éruptions cutanées, qui sont associées à des sursauts centimétriques intenses et à des émissions radio de types II et IV à ondes métriques, sont souvent accompagnées d'effets géophysiques - une augmentation de l'intensité des flux de protons dans l'espace proche de la Terre, l'arrêt des communications radio à ondes courtes à travers les régions polaires, les tempêtes géomagnétiques, etc. Les émissions radio sur une large gamme de fréquences peuvent être utilisées pour prédire ces effets à court terme. Presque tous les types de salves ci-dessus ont une structure fine variée. Les types de sursauts répertoriés ne se limitent pas aux émissions radio solaires, mais les composants décrits ci-dessus sont les principaux. Conformément aux réglementations de l'Union internationale des télécommunications (UIT), les ondes radio sont divisées en plages allant de 0,3·10N Hz à 3·10N Hz, où N est le numéro de plage. Le russe GOST 24375-80 répète presque entièrement cette classification. Il convient de noter que cette classification est peu utilisée. L'émission radio du Soleil correspond aux bandes 8 à 11, qui sont largement utilisées dans la pratique de la radiodiffusion télévisuelle et radiophonique, des communications radio, de la navigation, des communications personnelles, de la localisation, etc. Il convient de noter que cette classification est peu utilisée. Tableau 4 – Classification des ondes radio selon les réglementations de l'UIT et GOST 24375-80 Gamme N - Gamme Nom de la gamme Nom de la gamme Désignation des longueurs d'onde des fréquences d'ondes énergétiques Fréquences ITU ondes photoniques 1 – ELF 10 - 100 Mm Décamégamètre 3 - 30 Hz Extrêmement faible ( ELF) 12,4 - 124 feV 2 – SLF 1 - 10 Mm Mégamètre 30 - 300 Hz Ultra-bas (ELF) 124 feV - 1,24 peV 3 – ULF 100 - 1000 km Hectokilomètre 300 - 3000 Hz Infra-bas (ULF) 1,24 - 12,4 peV 4 – VLF 10 - 100 km Myriamètre 3 - 30 kHz Très faible (VLF) 12,4 - 124 peF 5 – LF 1 - 10 km Kilomètre 30 - 300 kHz Faible (LF) 124 peF - 1,24 neF 6 – MF 100 - 1000 m Hectométrique 300 - 3000 kHz Moyen (MF) 1,24 - 12,4 neF 7 – HF 10 - 100 m Décamètre 3 - 30 MHz Haut (HF) 12,4 - 124 neF Très haut 8 – VHF 1 - 10 m Mètre 30 - 300 MHz 124 neF - 1,24 µeF (VHF) 300 - 3000 Ultra haut 9 – UHF 10 cm - 1 m Décimètre 1,24 - 12,4 µeF MHz (UHF) 10 – SHF 10 - 100 mm Centimètre 3 - 30 GHz Ultra haut (micro-ondes) 12,4 - 124 µeF Extrêmement élevé 124 µeF - 11 – EHF 1 - 10 mm Millimètre 30 - 300 GHz (EHF) 1,24 meF 300 - 3000 12 – THF 0,1 - 1 mm Décimillimètre Hyper-haut 1,24 - 12,4 meF GHz La classification adoptée par l'IEEE est largement utilisée dans le monde. Institut d'ingénieurs électriciens et électroniques - IEEE Institute of Electrical and Electronics Engineers] est une association internationale à but non lucratif de spécialistes dans le domaine de la technologie. L'IEEE est apparu en 1963 à la suite de la fusion de l'Institute of Radio Engineers [de l'anglais. Institute of Radio Engineers, IRE], créé en 1912 et l'American Institute of Engineering

ingénieurs électriciens [de l'anglais. American Institute of Electrical Engineers, AIEE], créé en 1884. L'objectif principal de l'IEEE est l'information et le soutien matériel aux spécialistes pour l'organisation et le développement d'activités scientifiques en génie électrique, électronique, génie informatique et sciences de l'information, l'application de leurs résultats au profit de la société, ainsi que la croissance professionnelle de Membres de l'IEEE, diffusion d'informations sur les dernières recherches et développements en radioélectronique et en génie électrique. Tableau 5 – Classification IEEE des ondes radio Plage Plage Plage Étymologie des longueurs d'onde de fréquence HF Eng. Haute fréquence 3-30 MHz 10-100 m P Anglais Précédent Moins de 300 MHz Plus de 1 m VHF Ing. Très haute fréquence 50-330 MHz 0,9-6 m UHF Anglais Ultra haute fréquence 300-1000 MHz 0,3-1 m L Eng. Longue 1-2 GHz 15-30 cm S Anglais Court 2-4 GHz 7,5-15 cm C Ing. Compromis 4-8 GHz 3,75-7,5 cm X 8-12 GHz 2,5-3,75 cm KU Anglais Unter K 12-18 GHz 1,67-2,5 cm K allemand Kurz - court 18-27 GHz 1,11-1,67 cm KA anglais. Abode K 27-40 GHz 0,75-1,11 cm mm 40-300 GHz 0,1-7,5 cm V 40-75 GHz 0,4-7,5 mm W 75-110 GHz 0,27-0,4 mm À première vue, la classification des ondes radio selon L'IEEE n'est pas aussi systématique que la classification selon l'UIT, mais elle est plus pratique dans le domaine des micro-ondes et est issue de la pratique. Par exemple, la bande X est une gamme de fréquences de longueurs d’onde centimétriques utilisée pour les communications radio terrestres et par satellite. La définition IEEE s'étend de 8 à 12 GHz (3,75 à 2,5 cm), bien que dans les communications par satellite, elle soit « décalée » vers la bande C et se situe approximativement entre 7 et 10,7 GHz. Pendant la Seconde Guerre mondiale, la bande X a été classée et s'appelait donc bande X. 19

3. Insolation solaire à la limite supérieure de l’atmosphère terrestre Le paramètre le plus important qui détermine les conditions physiques sur les planètes du système solaire est la quantité d’énergie reçue du Soleil, caractérisée par la constante solaire S0. Pour la planète Terre, l'évolution de la valeur de la constante solaire au cours des 35 dernières années est représentée sur la figure. Figure 9 – Evolution de la valeur de la constante solaire au cours des 35 dernières années. Il ressort de la figure que la valeur de la constante solaire pour la Terre est de l'ordre de 1367 ± 0,13 W/m² et a une période de changement d'environ 11 ans. La couleur rouge montre la moyenne sur un mois, la couleur noire montre la moyenne sur un an. La constante solaire est déterminée pour n’importe quelle planète du système solaire et est une caractéristique de la quantité d’énergie solaire arrivant par unité de temps sur une unité de surface perpendiculaire aux rayons du soleil à la distance moyenne de la planète au Soleil. L'insolation est le flux de rayonnement solaire incident sur une seule zone horizontale pendant une période de temps donnée (): ∫ () (4) L'insolation à la limite supérieure de l'atmosphère terrestre détermine la quantité d'énergie provenant du Soleil à différentes latitudes et à différents moments de l'année. Le flux d'énergie solaire à la limite supérieure de l'atmosphère est déterminé par la formule () () (5) où est le flux vers une unité de surface perpendiculaire à la direction du rayonnement solaire à la limite supérieure de l'atmosphère, θ est le zénith angle du Soleil au point en question et à l'instant en question. Si l’on tient compte du fait que la distance entre la Terre et le Soleil change à mesure que la Terre se déplace le long de son orbite, on peut écrire (6) où r0 et r sont les distances moyennes et instantanées de la Terre au Soleil. 20

L'évolution relative du flux solaire à la limite supérieure de l'atmosphère terrestre (()) pour différents mois de l'année est présentée dans le tableau. Tableau 6 - Evolution relative du flux solaire par mois Numéro du mois 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 en année 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 It il résulte du tableau que la Terre reçoit plus d'énergie du Soleil en hiver qu'en été. La Terre est plus proche du Soleil en hiver qu’en été et reçoit donc près de 7 % d’énergie en plus. L'énergie solaire totale arrivant chaque jour sur un seul site peut être déterminée sur la base de l'expression [ ()], (7) où H est la moitié des heures de clarté, c'est-à-dire du lever et du coucher du soleil jusqu'à midi ; ω – vitesse angulaire de rotation de la Terre ; φ – latitude géographique ; δ – déclinaison du Soleil. Les résultats des calculs de l'énergie solaire totale arrivant quotidiennement sur un seul site situé à la limite supérieure de l'atmosphère, en fonction de la latitude et du jour de l'année, sont présentés sur la figure. Figure 10 – Quantités quotidiennes d'énergie solaire arrivant dans une seule zone à la limite supérieure de l'atmosphère, en fonction de la latitude et de la période de l'année (Ku-Nan Liou, Fondamentaux des processus de rayonnement dans l'atmosphère. L. : Gidrometeoizdat, 1984. - 376 p.) . 21

Étant donné que le Soleil se rapproche le plus de la Terre en janvier (hiver de l'hémisphère nord), la répartition des quantités quotidiennes d'énergie solaire n'est pas entièrement uniforme. L'insolation maximale se produit en été aux pôles, ce qui est associé à la durée du jour (24 heures). Montant minimal est égal à zéro aux pôles pendant les nuits polaires. ⃰ ⃰ ⃰ Le Soleil est le corps central du système solaire, plus de 99,86% de sa masse totale y est concentrée et est éloigné de la Terre à une distance moyenne de 149 597 870 km. Selon les normes terrestres, la luminosité du Soleil est colossale et atteint 3,85·1023 kW. Même une fraction insignifiante de l’énergie qui irradie la planète (et cela représente environ un dix milliardième) est des dizaines de milliers de fois plus puissante que ce que toutes les centrales électriques du monde peuvent produire. L'énergie des rayons solaires tombant sur une surface de 1 m2 perpendiculaire à eux sur Terre pourrait faire fonctionner un moteur d'une puissance de 1,4 kW, et 1 m2 de l'atmosphère solaire émet une énergie d'une puissance de 60 mW. Le spectre du rayonnement électromagnétique du Soleil est proche du spectre du rayonnement d'un corps complètement noir ayant une température d'environ 60 000 K. La quantité quotidienne d'énergie solaire arrivant dans une seule zone située à la limite supérieure de l'atmosphère dépend de la latitude et de la température. période de l'année. L'insolation maximale à la limite supérieure de l'atmosphère se produit en été aux pôles, ce qui est associé à la durée du jour (24 heures) ; l'insolation minimale se produit aux deux pôles pendant les nuits polaires. Pour résoudre les problèmes de télédétection de la Terre depuis l'espace, les plus importants sont le rayonnement électromagnétique solaire réfléchi par les objets terrestres dans les parties ultraviolette, visible et infrarouge du spectre. La plupart des rayons ultraviolets, UVA, ne sont pas absorbés par l'oxygène et l'ozone présents dans l'atmosphère et atteignent la surface de la Terre. Le rayonnement ultraviolet UV-B est absorbé par l'ozone et la quantité qui atteint la surface dépend de la quantité d'ozone présente dans l'atmosphère terrestre. Le rayonnement ultraviolet (UV-C) est absorbé par l'ozone et l'oxygène présents dans l'atmosphère, et très peu de ce rayonnement atteint la surface de la Terre. Le rayonnement visible pénètre dans les « fenêtres optiques » et n’est pratiquement pas absorbé par l’atmosphère terrestre. L'air clair diffuse la lumière bleue un peu plus que la lumière à des longueurs d'onde plus longues, c'est pourquoi le ciel de midi apparaît bleu. Le rayonnement infrarouge est également appelé rayonnement « thermique », car le rayonnement infrarouge émis par les objets chauffés est perçu par la peau humaine comme une sensation de chaleur. Dans la sous-gamme des ondes courtes, le rayonnement infrarouge est diffusé presque de la même manière que dans le domaine visible, et la principale source de ce rayonnement est le Soleil. Dans le milieu de gamme, la majeure partie du rayonnement est absorbée par les composants atmosphériques (vapeur d'eau, dioxyde de carbone). Dans la sous-gamme la plus éloignée, moins d’énergie est dissipée dans l’atmosphère et la principale source de rayonnement est la surface de la Terre. En plus de connaître les caractéristiques spectrales du rayonnement électromagnétique du Soleil arrivant à la limite supérieure de l'atmosphère terrestre, les développeurs de systèmes de télédétection spatiale et les utilisateurs d'informations spatiales doivent connaître la dépendance de l'énergie entrante du rayonnement électromagnétique du Soleil. à l'heure et à la latitude géographique de l'objet de surveillance. 22

L'étoile brillante nous brûle de rayons chauds et nous fait réfléchir sur l'importance des radiations dans nos vies, leurs avantages et leurs inconvénients. Qu’est-ce que le rayonnement solaire ? Un cours de physique à l'école suggère de se familiariser d'abord avec le concept de rayonnement électromagnétique en général. Ce terme désigne une autre forme de matière, différente de la substance. Cela inclut à la fois la lumière visible et le spectre qui n’est pas perçu par l’œil. C'est-à-dire les rayons X, les rayons gamma, les ultraviolets et les infrarouges.

Ondes électromagnétiques

En présence d'une source-émetteur de rayonnement, ses ondes électromagnétiques se propagent dans toutes les directions à la vitesse de la lumière. Ces vagues, comme toutes les autres, présentent certaines caractéristiques. Ceux-ci incluent la fréquence et la longueur d’onde des vibrations. Tout corps dont la température diffère du zéro absolu a la propriété d'émettre un rayonnement.

Le soleil est la source de rayonnement principale et la plus puissante à proximité de notre planète. À son tour, la Terre (son atmosphère et sa surface) émet elle-même des rayonnements, mais dans une plage différente. L'observation des conditions de température sur la planète sur de longues périodes a donné lieu à l'hypothèse d'un équilibre entre la quantité de chaleur reçue du Soleil et rejetée dans l'espace.

Rayonnement solaire : composition spectrale

La majorité absolue (environ 99 %) de l'énergie solaire dans le spectre se situe dans la gamme de longueurs d'onde allant de 0,1 à 4 microns. Les 1 % restants sont des rayons de longueurs plus ou moins longues, notamment les ondes radio et les rayons X. Environ la moitié de l'énergie rayonnante du soleil se trouve dans le spectre que nous percevons avec nos yeux, environ 44 % dans le rayonnement infrarouge et 9 % dans le rayonnement ultraviolet. Comment savons-nous comment le rayonnement solaire est divisé ? Le calcul de sa répartition est possible grâce aux études des satellites spatiaux.

Certaines substances peuvent entrer dans un état spécial et émettre un rayonnement supplémentaire dans une gamme de longueurs d'onde différente. Par exemple, la lueur se produit à basse température, ce qui n'est pas typique de l'émission de lumière par une substance donnée. Ce type de rayonnement, dit luminescent, ne répond pas aux principes habituels du rayonnement thermique.

Le phénomène de luminescence se produit après qu’une substance absorbe une certaine quantité d’énergie et passe à un autre état (appelé état excité), dont l’énergie est plus élevée qu’à la température de la substance. La luminescence apparaît lors de la transition inverse - d'un état excité à un état familier. Dans la nature, nous pouvons l’observer sous la forme de lueurs du ciel nocturne et d’aurores boréales.

Notre luminaire

L'énergie des rayons du soleil est presque la seule source de chaleur de notre planète. Son propre rayonnement provenant de ses profondeurs vers la surface a une intensité environ 5 000 fois moindre. De plus, la lumière visible est l'un des les facteurs les plus importants la vie sur la planète n’est qu’une partie du rayonnement solaire.

L'énergie des rayons du soleil est convertie en chaleur, une plus petite partie - dans l'atmosphère et une plus grande partie - à la surface de la Terre. Là, il est dépensé pour chauffer l'eau et le sol (couches supérieures), qui dégagent ensuite de la chaleur dans l'air. En se réchauffant, l'atmosphère et la surface terrestre émettent à leur tour des rayons infrarouges dans l'espace, tout en se refroidissant.

Rayonnement solaire : définition

Le rayonnement qui arrive directement à la surface de notre planète depuis le disque solaire est généralement appelé rayonnement solaire direct. Le soleil le diffuse dans toutes les directions. Compte tenu de l'énorme distance entre la Terre et le Soleil, le rayonnement solaire direct en tout point de la surface de la Terre peut être représenté comme un faisceau de rayons parallèles dont la source est presque infinie. La zone située perpendiculairement aux rayons du soleil en reçoit ainsi la plus grande quantité.

La densité de flux de rayonnement (ou irradiance) est une mesure de la quantité de rayonnement tombant sur une surface spécifique. Il s’agit de la quantité d’énergie rayonnante tombant par unité de temps et par unité de surface. Cette quantité est mesurée - l'irradiance - en W/m2. Notre Terre, comme chacun le sait, tourne autour du Soleil sur une orbite ellipsoïdale. Le soleil est situé à l'un des foyers de cette ellipse. Ainsi, chaque année certaine heure(début janvier) la Terre occupe la position la plus proche du Soleil et une autre (début juillet) la plus éloignée de lui. Dans ce cas, la quantité d'énergie d'éclairage change en proportion inverse du carré de la distance au luminaire.

Où va le rayonnement solaire qui atteint la Terre ? Ses types sont déterminés par de nombreux facteurs. Selon la latitude géographique, l'humidité, la nébulosité, une partie est dispersée dans l'atmosphère, une partie est absorbée, mais la majorité atteint quand même la surface de la planète. Dans ce cas, une petite quantité est réfléchie et la majeure partie est absorbée par la surface de la terre, sous l'influence de laquelle elle est chauffée. Le rayonnement solaire diffusé tombe également partiellement sur la surface de la Terre, y est partiellement absorbé et partiellement réfléchi. Le reste va dans l’espace.

Comment se déroule la distribution ?

Le rayonnement solaire est-il uniforme ? Ses types, après toutes les « pertes » dans l’atmosphère, peuvent différer par leur composition spectrale. Après tout, des rayons de différentes longueurs sont à la fois diffusés et absorbés de différentes manières. En moyenne, l'atmosphère absorbe environ 23 % de sa quantité initiale. Environ 26 % du flux total se transforme en rayonnement diffusé, dont les 2/3 frappent ensuite la Terre. Essentiellement, il s’agit d’un type de rayonnement différent de celui d’origine. Le rayonnement diffusé est envoyé sur Terre non pas par le disque du Soleil, mais par la voûte céleste. Sa composition spectrale est différente.

Absorbe le rayonnement principalement par l'ozone - spectre visible et les rayons ultraviolets. Le rayonnement infrarouge est absorbé par le dioxyde de carbone (dioxyde de carbone), qui est d'ailleurs très peu présent dans l'atmosphère.

La diffusion du rayonnement, qui l'affaiblit, se produit pour n'importe quelle longueur d'onde du spectre. Au cours du processus, ses particules, soumises à une influence électromagnétique, redistribuent l'énergie de l'onde incidente dans toutes les directions. Autrement dit, les particules servent de sources ponctuelles d’énergie.

Lumière du jour

En raison de la diffusion, la lumière provenant du soleil change de couleur lorsqu'elle traverse des couches d'atmosphères. L’importance pratique de la diffusion est de créer la lumière du jour. Si la Terre était privée d’atmosphère, l’éclairage n’existerait que là où les rayons directs ou réfléchis du soleil frappent la surface. C'est-à-dire que l'atmosphère est la source d'éclairage pendant la journée. Grâce à lui, il fait jour aussi bien dans les endroits inaccessibles aux rayons directs que lorsque le soleil est caché derrière les nuages. C'est la diffusion qui donne la couleur de l'air - nous voyons le ciel bleu.

De quoi d’autre dépend le rayonnement solaire ? Le facteur de turbidité ne doit pas être négligé. Après tout, le rayonnement est affaibli de deux manières : par l'atmosphère elle-même et la vapeur d'eau, ainsi que diverses impuretés. Le niveau de poussière augmente en été (tout comme la teneur en vapeur d'eau dans l'atmosphère).

Rayonnement total

Il fait référence à la quantité totale de rayonnement tombant sur la surface de la Terre, à la fois direct et diffus. Le rayonnement solaire total diminue par temps nuageux.

C'est pour cette raison qu'en été, le rayonnement total est en moyenne plus élevé avant midi qu'après midi. Et dans la première moitié de l'année - plus que dans la seconde.

Qu'arrive-t-il au rayonnement total à la surface de la Terre ? Lorsqu’elle y arrive, elle est en grande partie absorbée par la couche supérieure du sol ou de l’eau et se transforme en chaleur, tandis qu’une partie est réfléchie. Le degré de réflexion dépend de la nature de la surface terrestre. Indicateur exprimant pourcentage La quantité de rayonnement solaire réfléchi par rapport à la quantité totale tombant sur la surface est appelée albédo de surface.

La notion de rayonnement intrinsèque de la surface terrestre fait référence au rayonnement à ondes longues émis par la végétation, la couverture neigeuse, couches supérieures l'eau et le sol. Le bilan radiatif d’une surface est la différence entre la quantité absorbée et la quantité émise.

Rayonnement efficace

Il a été prouvé que le contre-rayonnement est presque toujours inférieur au rayonnement terrestre. De ce fait, la surface de la Terre subit des pertes de chaleur. La différence entre les valeurs du rayonnement propre de la surface et le rayonnement atmosphérique est appelée rayonnement effectif. Il s’agit en réalité d’une perte nette d’énergie et, par conséquent, de chaleur la nuit.

Il existe également en journée. Mais pendant la journée, il est partiellement compensé, voire couvert, par le rayonnement absorbé. La surface de la Terre est donc plus chaude le jour que la nuit.

À propos de la répartition géographique des rayonnements

Le rayonnement solaire sur Terre est inégalement réparti tout au long de l’année. Sa distribution est de nature zonale et les isolignes (points de connexion de valeurs égales) du flux de rayonnement ne sont pas du tout identiques aux cercles latitudinaux. Cet écart est dû aux différents niveaux de nébulosité et de transparence atmosphérique dans différentes régions du globe.

Le rayonnement solaire total tout au long de l'année est plus élevé dans les déserts subtropicaux avec une atmosphère partiellement nuageuse. C'est beaucoup moins dans les zones forestières de la ceinture équatoriale. La raison en est une nébulosité accrue. Vers les deux pôles, cet indicateur diminue. Mais dans la région des pôles, il augmente à nouveau - dans l'hémisphère nord, il est moindre, dans la région de l'Antarctique enneigé et partiellement nuageux - davantage. À la surface des océans, le rayonnement solaire est en moyenne inférieur à celui des continents.

Presque partout sur Terre, la surface présente un bilan radiatif positif, c'est-à-dire que, dans le même temps, l'afflux de rayonnement est supérieur au rayonnement effectif. Les exceptions sont les régions de l'Antarctique et du Groenland avec leurs plateaux de glace.

Sommes-nous confrontés au réchauffement climatique ?

Mais ce qui précède ne signifie pas un réchauffement annuel de la surface de la Terre. L'excès de rayonnement absorbé est compensé par des fuites de chaleur de la surface vers l'atmosphère, qui se produisent lorsque la phase de l'eau change (évaporation, condensation sous forme de nuages).

Ainsi, l’équilibre radiatif en tant que tel n’existe pas à la surface de la Terre. Mais il existe un équilibre thermique : l’apport et la perte de chaleur sont équilibrés de différentes manières, y compris par rayonnement.

Répartition du solde de la carte

Aux mêmes latitudes du globe, le bilan radiatif est plus élevé à la surface de l’océan qu’au-dessus des terres. Cela peut s'expliquer par le fait que la couche qui absorbe le rayonnement dans les océans est plus épaisse, alors que dans le même temps, le rayonnement effectif y est moindre en raison de la froideur de la surface de la mer par rapport à celle de la terre ferme.

Des fluctuations importantes de l'amplitude de sa répartition sont observées dans les déserts. Le bilan y est plus faible en raison du rayonnement efficace élevé dans l'air sec et dans des conditions de nuages ​​bas. Elle est réduite dans une moindre mesure dans les régions à climat de mousson. Pendant la saison chaude, la nébulosité y est accrue et le rayonnement solaire absorbé est moindre que dans d'autres régions de la même latitude.

Bien entendu, le principal facteur dont dépend le rayonnement solaire annuel moyen est la latitude d'une zone particulière. Des « portions » record de rayonnement ultraviolet sont dirigées vers les pays situés à proximité de l’équateur. Il s'agit de l'Afrique du Nord-Est, de sa côte orientale, de la péninsule arabique, du nord et de l'ouest de l'Australie, d'une partie des îles d'Indonésie et de la côte ouest de l'Amérique du Sud.

En Europe, la plus grande dose de lumière et de rayonnement est reçue par la Turquie, le sud de l'Espagne, la Sicile, la Sardaigne, les îles de Grèce, la côte française (partie sud), ainsi que certaines parties de l'Italie, de Chypre et de la Crète.

Et nous ?

Le rayonnement solaire total en Russie est réparti, à première vue, de manière inattendue. Sur le territoire de notre pays, curieusement, ce ne sont pas les stations balnéaires de la mer Noire qui détiennent la palme. Les doses de rayonnement solaire les plus élevées se produisent dans les territoires frontaliers de la Chine et de Severnaya Zemlya. En général, le rayonnement solaire en Russie n'est pas particulièrement intense, ce qui s'explique pleinement par notre nord localisation géographique. La quantité minimale d'ensoleillement va à la région du nord-ouest - Saint-Pétersbourg, ainsi qu'à ses environs.

Le rayonnement solaire en Russie est inférieur à celui de l’Ukraine. Là, la majeure partie du rayonnement ultraviolet est dirigée vers la Crimée et les territoires situés au-delà du Danube, suivis en deuxième position par les Carpates et les régions du sud de l'Ukraine.

Le rayonnement solaire total (cela inclut à la fois direct et diffus) tombant sur une surface horizontale est indiqué mois par mois dans des tableaux spécialement élaborés pour différents territoires et est mesuré en MJ/m2. Par exemple, le rayonnement solaire à Moscou varie de 31 à 58 en hiver à 568 à 615 en été.

À propos de l’insolation solaire

L’insolation, ou la quantité de rayonnement bénéfique tombant sur une surface éclairée par le soleil, varie considérablement selon les emplacements géographiques. L'ensoleillement annuel est calculé par mètre carré en mégawatts. Par exemple, à Moscou, cette valeur est de 1,01, à Arkhangelsk - 0,85, à Astrakhan - 1,38 MW.

Lors de sa détermination, il est nécessaire de prendre en compte des facteurs tels que la période de l'année (en hiver, l'éclairage et la durée du jour sont plus faibles), la nature du terrain (les montagnes peuvent bloquer le soleil), les conditions météorologiques caractéristiques de la région - brouillard, pluies fréquentes et nébulosité. Le plan de réception de la lumière peut être orienté verticalement, horizontalement ou obliquement. L'ampleur de l'ensoleillement, ainsi que la répartition du rayonnement solaire en Russie, sont des données regroupées dans un tableau par ville et région, indiquant la latitude géographique.

L'intensité de la lumière solaire qui atteint la Terre varie en fonction de l'heure de la journée, de l'année, du lieu et des conditions météorologiques. La quantité totale d’énergie calculée par jour ou par an est appelée irradiation (ou autrement « rayonnement solaire entrant ») et montre la puissance du rayonnement solaire. L'irradiation est mesurée en W*h/m² par jour ou sur une autre période.

L'intensité du rayonnement solaire dans l'espace libre à une distance égale à la distance moyenne entre la Terre et le Soleil est appelée constante solaire. Sa valeur est de 1353 W/m². Lorsqu'elle traverse l'atmosphère, la lumière solaire est atténuée principalement en raison de l'absorption du rayonnement infrarouge par la vapeur d'eau, du rayonnement ultraviolet par l'ozone et de la diffusion du rayonnement par les particules de poussière et les aérosols atmosphériques. L'indicateur de l'influence atmosphérique sur l'intensité du rayonnement solaire atteignant la surface de la Terre est appelé « masse d'air » (AM). AM est défini comme la sécante de l'angle entre le Soleil et le zénith.

La figure 1 montre la distribution spectrale de l'intensité du rayonnement solaire dans diverses conditions. La courbe supérieure (AM0) correspond au spectre solaire au-delà l'atmosphère terrestre(par exemple, à bord d'un vaisseau spatial), c'est-à-dire à masse d'air nulle. Elle est approximée par la distribution de l'intensité du rayonnement d'un corps complètement noir à une température de 5800 K. Les courbes AM1 et AM2 illustrent la distribution spectrale du rayonnement solaire à la surface de la Terre lorsque le Soleil est à son zénith et à un angle entre le Soleil et zénith de 60°, respectivement. Dans ce cas, la puissance totale de rayonnement est respectivement d’environ 925 et 691 W/m². L'intensité moyenne du rayonnement sur Terre coïncide approximativement avec l'intensité du rayonnement à AM = 1,5 (le Soleil est à un angle de 45° par rapport à l'horizon).

Près de la surface de la Terre, nous pouvons prendre la valeur moyenne de l'intensité du rayonnement solaire à 635 W/m². Par une journée très claire et ensoleillée, cette valeur varie de 950 W/m² à 1220 W/m². La valeur moyenne est d'environ 1000 W/m². Exemple : Intensité totale du rayonnement à Zurich (47°30′N, 400 m au-dessus du niveau de la mer) sur une surface perpendiculaire au rayonnement : 1er mai 12h00 1080 W/m² ; 21 décembre 12h00 930 W/m² .

Pour simplifier le calcul de l'arrivée d'énergie solaire, elle est généralement exprimée en heures d'ensoleillement avec une intensité de 1000 W/m². Ceux. 1 heure correspond à l'arrivée d'un rayonnement solaire de 1000 W*h/m². Cela correspond à peu près à la période où le soleil brille en été au milieu d'une journée ensoleillée et sans nuages ​​sur une surface perpendiculaire aux rayons du soleil.

Exemple
Le soleil éclatant brille avec une intensité de 1000 W/m² sur une surface perpendiculaire aux rayons du soleil. En 1 heure, 1 kWh d'énergie chute pour 1 m² (l'énergie est égale à la puissance multipliée par le temps). De même, un apport moyen de rayonnement solaire de 5 kWh/m² dans la journée correspond à 5 heures d'ensoleillement maximum par jour. Ne confondez pas les heures de pointe avec les heures réelles de clarté. Pendant la journée, le soleil brille avec différentes intensités, mais au total il donne la même quantité d'énergie que s'il brillait pendant 5 heures à son intensité maximale. Ce sont les heures de pointe d’ensoleillement qui sont utilisées dans les calculs des installations solaires.

L'arrivée du rayonnement solaire varie au cours de la journée et d'un endroit à l'autre, notamment dans les zones montagneuses. L'irradiation varie en moyenne de 1 000 kWh/m² par an pour les pays d'Europe du Nord, à 2 000-2 500 kWh/m² par an pour les déserts. Les conditions météorologiques et la déclinaison du soleil (qui dépend de la latitude de la zone) entraînent également des différences dans l'arrivée du rayonnement solaire.

En Russie, contrairement à la croyance populaire, il existe de nombreux endroits où il est rentable de convertir l'énergie solaire en électricité. Vous trouverez ci-dessous une carte des ressources en énergie solaire en Russie. Comme vous pouvez le constater, dans la majeure partie de la Russie, il peut être utilisé avec succès en mode saisonnier et dans les régions avec plus de 2 000 heures d'ensoleillement par an - toute l'année. Naturellement, en hiver, la production d'énergie à partir de panneaux solaires est considérablement réduite, mais le coût de l'électricité produite par une centrale solaire reste néanmoins nettement inférieur à celui d'un générateur diesel ou à essence.

Il est particulièrement avantageux de l'utiliser là où il n'y a pas de réseaux électriques centralisés et où l'approvisionnement en énergie est assuré par des générateurs diesel. Et il existe de nombreux domaines de ce type en Russie.

De plus, même là où des réseaux existent, l’utilisation de panneaux solaires fonctionnant en parallèle avec le réseau peut réduire considérablement les coûts énergétiques. Compte tenu de la tendance actuelle à l'augmentation des tarifs des monopoles de l'énergie naturelle en Russie, les installations panneaux solaires devient un investissement intelligent.

La source la plus importante à partir de laquelle la surface et l’atmosphère de la Terre reçoivent de l’énergie thermique est le Soleil. Il envoie une quantité colossale d’énergie rayonnante dans l’espace cosmique : thermique, lumineuse, ultraviolette. Les ondes électromagnétiques émises par le Soleil se propagent à une vitesse de 300 000 km/s.

L'échauffement de la surface terrestre dépend de l'angle d'incidence des rayons solaires. Tous les rayons du soleil arrivent sur la surface de la Terre parallèlement les uns aux autres, mais comme la Terre est sphérique, les rayons du soleil tombent sur différentes parties de sa surface sous des angles différents. Lorsque le Soleil est au zénith, ses rayons tombent verticalement et la Terre se réchauffe davantage.

L’ensemble de l’énergie rayonnante envoyée par le Soleil est appelé radiation solaire, elle est généralement exprimée en calories par unité de surface et par an.

Le rayonnement solaire détermine régime de température troposphère aérienne de la Terre.

Il convient de noter que la quantité totale de rayonnement solaire est plus de deux milliards de fois supérieure à la quantité d’énergie reçue par la Terre.

Le rayonnement atteignant la surface de la Terre est direct et diffus.

Le rayonnement qui arrive sur Terre directement du Soleil sous forme de lumière directe du soleil sous un ciel sans nuages ​​est appelé droit. C'est lui qui transporte la plus grande quantité de chaleur et de lumière. Si notre planète n’avait pas d’atmosphère, la surface de la Terre ne recevrait que des radiations directes.

Cependant, en traversant l'atmosphère, environ un quart du rayonnement solaire est dispersé par des molécules de gaz et des impuretés et s'écarte de sa trajectoire directe. Certains d'entre eux atteignent la surface de la Terre, formant rayonnement solaire diffusé. Grâce au rayonnement diffusé, la lumière pénètre dans les endroits où la lumière directe du soleil (rayonnement direct) ne pénètre pas. Ce rayonnement crée lumière du jour et donne de la couleur au ciel.

Rayonnement solaire total

Tous les rayons du soleil atteignant la Terre sont rayonnement solaire total, c'est-à-dire la totalité du rayonnement direct et diffus (Fig. 1).

Riz. 1. Rayonnement solaire total pour l'année

Répartition du rayonnement solaire à la surface de la Terre

Le rayonnement solaire est inégalement réparti sur la Terre. Ça dépend:

1. sur la densité et l’humidité de l’air – plus elles sont élevées, moins la surface de la Terre reçoit de rayonnement ;

2. en fonction de la latitude géographique de la zone, la quantité de rayonnement augmente des pôles vers l'équateur. La quantité de rayonnement solaire direct dépend de la longueur du trajet parcouru par les rayons du soleil à travers l'atmosphère. Lorsque le Soleil est à son zénith (l'angle d'incidence des rayons est de 90°), ses rayons frappent la Terre par le chemin le plus court et dégagent intensément leur énergie sur une petite zone. Sur Terre, cela se produit dans la bande comprise entre 23° N. w. et 23° S. sh., c'est-à-dire entre les tropiques. À mesure que l'on s'éloigne de cette zone vers le sud ou le nord, la longueur du trajet des rayons du soleil augmente, c'est-à-dire que l'angle de leur incidence sur la surface de la Terre diminue. Les rayons commencent à tomber sur la Terre sous un angle plus petit, comme s'ils glissaient, se rapprochant de la ligne tangente dans la zone des pôles. En conséquence, le même flux d’énergie est réparti sur une plus grande surface, ce qui augmente la quantité d’énergie réfléchie. Ainsi, dans la région de l'équateur, où les rayons du soleil tombent sur la surface terrestre sous un angle de 90°, la quantité de rayonnement solaire direct reçu par la surface terrestre est plus élevée et, à mesure que nous nous dirigeons vers les pôles, cette quantité augmente considérablement. diminue. De plus, la durée du jour à différentes périodes de l'année dépend de la latitude de la zone, qui détermine également la quantité de rayonnement solaire atteignant la surface de la Terre ;

3. du mouvement annuel et quotidien de la Terre - aux latitudes moyennes et élevées, l'afflux de rayonnement solaire varie considérablement selon les saisons, ce qui est associé aux changements de l'altitude du Soleil à midi et de la durée du jour ;

4. sur la nature de la surface terrestre : plus la surface est claire, plus elle réfléchit la lumière du soleil. La capacité d’une surface à réfléchir le rayonnement s’appelle albédo(du latin blancheur). La neige reflète le rayonnement particulièrement fortement (90 %), le sable plus faiblement (35 %) et la terre noire encore plus faiblement (4 %).

La surface de la Terre absorbe le rayonnement solaire (rayonnement absorbé), se réchauffe et rayonne de la chaleur dans l’atmosphère (rayonnement réfléchi). Les couches inférieures de l’atmosphère bloquent en grande partie le rayonnement terrestre. Le rayonnement absorbé par la surface de la Terre sert à chauffer le sol, l’air et l’eau.

La partie du rayonnement total qui reste après réflexion et rayonnement thermique de la surface terrestre est appelée bilan radiatif. Le bilan radiatif de la surface terrestre varie au cours de la journée et selon les saisons de l'année, mais en moyenne par an il est valeur positive partout sauf dans les déserts de glace du Groenland et de l'Antarctique. Le bilan radiatif atteint ses valeurs maximales aux basses latitudes (entre 20° N et 20° S) - au-dessus de 42*10 2 J/m 2 , à une latitude d'environ 60° dans les deux hémisphères, il diminue jusqu'à 8*10 2 - 13*10 2 J/m2.

rayons de soleil cèdent jusqu'à 20 % de leur énergie à l'atmosphère, qui est répartie dans toute l'épaisseur de l'air, et donc l'échauffement de l'air qu'ils provoquent est relativement faible. Le soleil chauffe la surface de la Terre, ce qui transfère de la chaleur à l'air atmosphérique en raison de convection(de lat. convection- livraison), c'est-à-dire le mouvement vertical de l'air chauffé à la surface de la terre, à la place duquel descend de l'air plus froid. C’est ainsi que l’atmosphère reçoit l’essentiel de sa chaleur, en moyenne trois fois plus que celle provenant directement du Soleil.

La présence de dioxyde de carbone et de vapeur d'eau ne permet pas à la chaleur réfléchie par la surface terrestre de s'échapper librement dans l'espace. Ils créent Effet de serre, grâce à quoi la différence de température sur Terre pendant la journée ne dépasse pas 15 °C. En l’absence de dioxyde de carbone dans l’atmosphère, la surface de la Terre se refroidirait de 40 à 50 °C pendant la nuit.

En raison de l'ampleur croissante de l'activité économique humaine - combustion de charbon et de pétrole dans les centrales thermiques, émissions des entreprises industrielles et augmentation des émissions des automobiles - la teneur en dioxyde de carbone dans l'atmosphère augmente, ce qui entraîne une augmentation dans l'effet de serre et menace changement global climat.

Les rayons du soleil, ayant traversé l'atmosphère, frappent la surface de la Terre et la réchauffent, ce qui dégage de la chaleur dans l'atmosphère. Ceci explique un trait caractéristique de la troposphère : une diminution de la température de l'air avec l'altitude. Mais il y a des cas où les couches supérieures de l'atmosphère s'avèrent plus chaudes que les couches inférieures. Ce phénomène est appelé inversion de température(du latin inversio - se retourner).