11.Солнце, внутреннее строение, строение атмосферы.

По современным представлениям, Солнце состоит из ряда концентрических сфер, или областей, каждая из которых обладает специфическими особенностями. Схематический разрез Солнца показывает его внешние особенности вместе с гипотетическим внутренним строением. Энергия, освобождаемая термоядерными реакциями в ядре Солнца, постепенно прокладывает путь к видимой поверхности светила. Она переносится посредством процессов, в ходе которых атомы поглощают, переизлучают и рассеивают излучение, т.е. лучевым способом. Пройдя около 80% пути от ядра к поверхности, газ становится неустойчивым, и дальше энергия переносится уже конвекцией к видимой поверхности Солнца и в его атмосферу.

Внутреннее строение Солнца слоистое, или оболочечное, оно состоит из ряда сфер, или областей. В центре находится ядро, затем область лучевого переноса энергии, далее конвективная зона и, наконец, атмосфера. К ней ряд исследователей относят три внешние области: фотосферу, хромосферу и корону. Правда, другие астрономы к солнечной атмосфере относят только хромосферу и корону.

Ядро- центральная часть Солнца со сверхвысоким давлением и температурой, обеспечивающими течение ядерных реакций. Они выделяют огромное количество электромагнитной энергии в предельно коротких диапазонах волн.

Область лучистого переноса энергии - находится над ядром. Она образована практически неподвижным и невидимым сверхвысокотемпературным газом. Передача через нее энергии, генерируемой в ядре, к внешним сферам Солнца осуществляется лучевым способом, без перемещения газа. Этот процесс надо представлять себе примерно так. Из ядра в область лучевого переноса энергия поступает в предельно коротковолновых диапазонах - гамма излучения, а уходит в более длинноволновом рентгеновском, что связано с понижением температуры газа к периферической зоне.

Конвективная область- располагается над предыдущей. Она образована также невидимым раскаленным газом, находящимся в состоянии конвективного перемешивания. Перемешивание обусловлено положением области между двумя средами, резко различающимися по господствующим в них давлению и температуре. Перенос тепла из солнечных недр к поверхности происходит в результате локальных поднятий сильно нагретых масс воздуха, находящихся под высоким давлением, к периферии светила, где температура газа меньше и где начинается световой диапазон излученияСолнца. Толщина конвективной области оценивается приблизительно в 1/10 часть солнечного радиуса.

Фотосфера -это нижний из трех слоев атмосферы Солнца, расположенный непосредственно на плотной массе невидимого газа конвективной области.

Процесс грануляции представляется как наличие в самом нижнем слое фотосферы непрозрачного газа конвективной области - сложной системы вертикальных круговоротов. Светлая ячея - это поступающая из глубины порция более разогретого газа по сравнению с уже охлажденной на поверхности, а потому и менее яркой, компенсационно погружающейся вниз. Яркость гранул на 10-20% больше окружающего фона указывает на различие их температур в 200-300° С.

Хромосфера. При полном солнечном затмении у самого края затемненного диска Солнца видно розовое сияние - это хромосфера. Она не имеет резких границ, а представляет собой сочетание множества ярких выступов или языков пламени, находящихся в непрерывном движении. Хромосферу сравнивают иногда с горящей степью. Языки хромосферы называют спикулами. Они имеют в поперечнике от 200 до 2000 км (иногда до 10000) и достигают в высоту нескольких тысяч километров. Их надо представлять себе как вырывающиеся из Солнца потоки плазмы (раскаленного ионизированного газа).

Солнечная корона - внешняя атмосфера Солнца. Некоторые астрономы называют ее атмосферой Солнца. Она образована наиболее разреженным ионизированным газом. Простирается примерно на расстояние 5 диаметров Солнца, имеет лучистое строение, слабо светится. Ее можно наблюдать только во время полного солнечного затмения. Яркость короны примерно такая же, как у Луны в полнолуние, что составляет лишь около 5/1000000 долей яркости Солнца.

12.Спектральный состав излучения Солнца, солнечная активность, число Вольфа. Основным источником энергетических процессов на Земле является Солнце. В нем сосредоточено 99% энергии солнечной системы. В потоке солнечной энергии 81% составляет световая энергия, 18% -тепловая энергия, 1% -ультрафиолетовая энергия. На верхнюю границу атмосферы приходит 8,2Дж/см²*мин=1,952ккал/см²*мин. Эта величина носит название солнечной постоянной и обозначается j. На Солнце идут процессы распада и конвективные вихревые движения, поэтому поверхность очень непостоянна. На поверхности видны темные и светлые биполярные пятна, полярность Солнца может меняться с периодами 11, 32, 80 лет. Часто с поверхности фотосферы случаются выбросы энергии на высоту до 3 тыс. км длительностью 1-15 мин спикулы. Поверхность фотосферы и хромосферы гранулирована, т. е. не ровная. Интенсивность солнечного излучения различна в разных областях спектра. Выделяют следующие области спектра: 1)1-100 - рентгеновское излучение; 2)0,1-0,39мкм(микрометры) ультрафиолетовое излучение; 3)0,39-0,76 видимый диапазон. ФАР (фотосинтетически активная радиация находится в диапазоне 0,38-0,71мкм); 4)0,76-4мкм инфракрасное излучение; 5)4-120мкм длинноволновое излучение. Энергия солнечной радиации в различных частях спектра неодинакова. По закону Вина, длина волны, на которую приходится максимум лучистой энергии, обратно пропорциональна абсолютной температуре излучателя. Максимум радиационной энергии наблюдается в интервале длин волн от 0,3 до 2,0 мкм (часть УФ, видимый, и часть близкого ИК диапазона). Солнечной активности присуща цикличность, от которой во многом зависят процессы на Земле. Циркуляция атмосферы может усиливать изменчивость, поэтому общая изменчивость процессов на Земле может быть больше, чем изменчивость солнечной радиации. Наиболее распространенным индексом солнечной активности является число Вольфа: W=k(10g+f), где W число Вольфа, g- число групп пятен на видимом солнечном диске, f- число пятен во всех группах, k коэффициент, зависящий от способа фотографирования Солнца и индивидуальных особенностей наблюдателя.

13. Радиационный баланс геосистем

Различие в приходе суммарной радиации сказываются на значениях радиационного баланса различных склонов. Теневые склоны (северные): северные, северо-западные, северо-восточные. Световые склоны (южные): южные, юго-западные, западные, юго-восточные. Работа Голубовой (1967) дает различные значения суммы склонов на различных широтах. Особенно высокие различия в значениях радиационного баланса склонов в августе и сентябре. Для южных склонов различия в 2-3 раза больше, чем для северных. В северной части европейской территории России приходится 17 ккал/см² в мес. Превыщение сумм баланса на южных склонах за период с t>10 составляет на сев Евр части России около 1 ккал/см² в мес., а недобор на сев склонах 1,3 ккал/см² в мес. На 50-60 гр с.ш. баланс южных склонов крутизной 10С на 1,5 ккал/см² мес больше, чем баланс ровной местности, сев — на 2,5 ккал/см² в мес меньше. Лесостепь и степь — больше на 2,5, для сев на 3,5 ккал/см² мес меньше. Экспозиционный эффект впервые заметил Щербаков. Он установил, что одинаковое количество прямой радиации поступают на пологие сев и юж склоны, расположенные нп 65 и 52 град, 62 и 48, 54 и 40 град. Очень велики экспозиционные контрасты. При равной крутизне южные склоны получают на 22-72 ккал/см²мес больше, чем северные. Южные склоны по радиацонным условиям соответствуют 30-40 гр с.ш., а северные 50-60 с.ш. R=(I+S)*(1-A)-E_эф, где R –радиационный баланс за год, I –прямая радиация, S –рассеянная радиация, А –альбедо, Е_эф –эффективное длинноволновое излучение. А=D/Q, где D –отражательная коротковолновая радиация, Q –суммарная радиация.