Главная В избранное Контакты News О проекте Планы сайта Карта
счетчик сайта
Размер шрифта:

Кратко:

В какие часы солнце наиболее опасно для глаз?

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 темными 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.

 

    

    

 

Солнце

© Владимир Каланов


Солнечный спектр

Солнечный спектр

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 - "видение"). Позже в спектре Солнца заметили тёмные линии и сочли их границами цветов. В 1814 г. немецкий физик Йозеф Фраунгофер дал первое подробное описание таких линий в солнечном спектре, и их стали называть его именем. Оказалось, что фраунгоферовы 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 нагревающего действия солнечных лучей Пулье (1837 год). Такой прибор называется пиргелиометром. В пиргелиометре 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°К. 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 радиоволны, 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 радиоволны 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

Коротковолновое 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.

>>> Читайте дополнительно о спектральном анализе: Спектральный анализ, его применение при изучении звёзд.

>>> Читайте дальше: Источник энергии солнца.

ВведениеПоложение в галактикеПоложение среди звёздНаука о СолнцеВнутреннее строениеФотосфера, хромосфераПоверхность, корона, пятнаУстройство пятен, гранулы, факелыСпикулы, флоккулы, протуберанцы; солнечная активностьСпектрАтомная энергия звездАртур Эддингтон и источник энергии звездГеоргий Гамов и его туннельный эффектУглеродный цикл Протон-протонная цепочка. Возникновение более тяжелых элементовСолнечное нейтрино. Нейтринная астрономия [1 2]Будущее Солнца

 
 
Главная В закладки Контакты Новости О проекте Планы сайта

open
© KV


 


 

Джозеф Стефан (1835-1893), профессор математики Венского университета - первый человек, который получил разумное значение температуры Солнца.

Работа Стефана попала в поле зрения французского физика Жюля Виоля (1841-1923). Виоль хотел рассчитать, сколько солнечного тепла теряется при прохождении через земную атмосферу. Для этого он поднялся на гору Бланк и провел измерения, а его помощник проводил аналогичные измерения внизу. Проанализировав данные Виоля, Стефан получил правильную величину, равную 6000°С.

Закрыть урок