По данным исследования компании JOHNSON & JOHNSON, с весны по раннюю осень ультрафиолетовые лучи солнца могут
причинить наибольший ущерб зрению человека примерно в 9 утра и в 2-3 часа дня. В зимнее время наибольшее излучение было зафиксировано в полдень.
В эти часы эксперты особенно рекомендуют прикрывать глаза тёмными очками, полями шляпы или козырьком кепки. Длительное пребывание под
открытым небом без солнцезащитных очков в это время грозит ослаблением зрения, появлением астигматизма и более серьезных заболеваний, предупреждают медики.
Почти все наши знания о Солнце основаны на изучении его спектра - узенькой разноцветной полоски,
имеющей ту же природу, что и
радуга. Впервые, поставив призму на пути солнечного луча, такую
полоску получил
Ньютон и воскликнул: "Спектрум!" (лат. spectrum - "ви́дение"). Позже в спектре Солнца заметили тёмные линии и сочли их границами цветов. В 1814 году
немецкий физик Йозеф Фраунгофер дал первое подробное описание таких линий в солнечном спектре, и их стали называть его именем. Оказалось, что
фраунго́феровы линии соответствуют узким участкам спектра, которые сильно поглощаются атомами различных веществ в более холодных слоях солнечной атмосферы.
На 1 квадратный метр обращенной к Солнцу поверхности площадки в окрестностях Земли ежесекундно поступает 1400 Дж энергии, переносимой
солнечным электромагнитным излучением. Эта величина называется солнечной постоянной. Иными словами, плотность потока энергии солнечного излучения составляет 1,4 кВт/м2.
Впервые для определения солнечной энергии был использован
метод измерения нагрева́ющего действия солнечных лучей Пулье (1837 год). Такой прибор называется пиргелио́метром. В пиргелио́метре находится вода, температуру
которой измеряют обычным термометром. Под действием солнечных лучей температура воды возрастает.
Наибольшую интенсивность непрерывный спектр имеет в области
длин волн 430-500 нм. В видимой и инфракрасной областях спектр электромагнитного излучения Солнца близок к спектру излучения абсолютно чёрного
тела с температурой 6000°K. Эта температура соответствует температуре видимой
поверхности Солнца – фотосферы. В видимой области спектра Солнца наиболее интенсивны линии Н и К ионизованного кальция, линии бальмеровской серии
водорода Нα, Нβ и Нγ. Около 9 % энергии в солнечном спектре приходится на ультрафиолетовое излучение с длинами волн от 100 до 400 нм. Остальная энергия
разделена приблизительно поровну между видимой (400-760 нм) и инфракрасной (760-5000 нм) областями спектра.
Солнце – мощный источник радиоизлучения.
В межпланетное пространство проникают радиово́лны, которые излучает хромосфера (сантиметровые волны) и корона (дециметровые и метровые волны). Радиоизлучение
Солнца состоит из двух составляющих – постоянной и переменной. Постоянная составляющая характеризует радиоизлучение спокойного Солнца. Солнечная корона
излучает радиово́лны как абсолютно чёрное тело с температурой Т = 106 К. Переменная составляющая радиоизлучения Солнца проявляется в виде всплесков,
шумовых бурь. Шумовые бури длятся от нескольких часов до нескольких дней. Через 10 минут после сильной солнечной вспышки радиоизлучение Солнца возрастает в
тысячи и даже миллионы раз по сравнению с радиоизлучением спокойного Солнца; это состояние длится от нескольких минут до нескольких часов.
Плотность потока излучения Солнца в рентгеновской области (0,1-10 нм) весьма мала (~5∙10-4 Вт/м2 и сильно меняется с изменением уровня
солнечной активности. В ультрафиолетовой области на длинах волн от 200 до 400 нм спектр Солнца также описывается законами излучения абсолютно черного тела.
В ультрафиолетовой области спектра с длинами волн короче 200
нм интенсивность непрерывного спектра резко падает и появляются эмиссионные линии. Наиболее интенсивна из них водородная линия лаймановской серии (λ = 121,5
нм). При ширине этой линии около 0,1 нм ей соответствует плотность потока излучения около 5∙10-3 Вт/м2. Интенсивность излучения в линии приблизительно в
100 раз меньше. Заметны также яркие эмиссионные линии различных атомов, важнейшие линии принадлежат Si I(λ = 181 нм), Mg II и Mg I, O II, O III, C III и другие.
Спектральная интенсивность энергии излучения Солнца
Коротковолново́е ультрафиолетовое излучение Солнца возникает вблизи фотосферы. Рентгеновское излучение исходит из хромосферы (Т~104 К),
расположенной над фотосферой, и короны (Т~106 К) – внешней оболочки Солнца. Радиоизлучение на метровых волнах возникает в короне, на сантиметровых – в хромосфере.
