Экспериментальное определение солнечной постоянной в условиях города

Экспериментальное определение солнечной постоянной
в условиях города
Козулин Артём Витальевич, 10 класс
Казахстан, г.Алматы, ННПООЦ «Бобек», Гимназия «Самопознание»
Руководитель проекта: Загайнова Вера Ивановна, к.п.н.
Содержание
Абстракт
……………………………………………………………………
2
Введение ……………………………………………………………………
3
I. Теоретическая часть ………………………………………………………
5
I.1. Солнце – дневная звезда …………………………………………….......
5
I.2. Лучистая энергия Солнца ……………………………………………….
11
II. Практическая часть. Определение значения солнечной постоянной....
18
II.1. Эксперимент по определению солнечной постоянной ………………..
22
II.2. Эксперимент по определению коэффициента отражения и
поглощения стекла …………………………………………………………….. 25
II.3.Расчетная часть и результаты …………………………………………….
27
Заключение …………………………………………………………………….. 33
Литература ……………………………………………………………………… 35
1
Абстракт
Актуальность работы:
1. Значение солнечной постоянной позволяет судить о физических условиях на поверхности
и в недрах Солнца.
2. Количество солнечной энергии, доходящей до Земли, позволяет судить об
астрофизических, геофизических и биологических явлениях на Земле.
3. Количество солнечной энергии, доходящей до данного места на Земле необходимо знать
для строительства экологически чистых солнечных батарей.
Цель работы: Экспериментальное определение солнечной постоянной в условиях города и
ее сравнение с солнечной постоянной, определенной по данным внеатмосферных измерений.
Задачи:
Мы поставили задачу найти наиболее простой способ экспериментального определения
величины солнечной постоянной (A = 1,37 кВт/м2) в условиях города. Для этого необходимо
было создать прибор для практического определения солнечной постоянной, провести
наблюдения, расчеты, исследования и получить результаты.
Методы исследования:
- методы теоретического анализа
- методы практического анализа
- наблюдения
- статистический метод
- метод моделирования
Этапы исследования:
1. Знакомство с теоретическим материалом по данной теме
2. Проектирование и создание прибора
3. Получение наблюдательных данных
4. Обработка полученного материала
5. Создание проекта
6. Создание презентационного материала с использованием средств Microsoft Power Point и
графического представления на основе рассмотрения факторов изучаемой проблемы.
Новизна исследования:
Практическое определение солнечной постоянной на поверхности Земли зависит от
многих причин – от созданного прибора, от метеоусловий, расположения места наблюдения
и т.д. Поэтому получение значения солнечной постоянной с учетом всех местных условий –
это ее новое значение, которое может внести вклад в науку о Солнце и Земле.
Результаты работы и выводы:
 Изучен теоретический материал по Солнцу.
 Создан прибор для определение солнечной постоянной в условиях города.
 Проведены наблюдения и определен ряд значений солнечной постоянной в течение
января-декабря 2011 года на территории Обсерватории ННПООЦ «Бобек».
 Получены результаты наблюдений в виде графика значений солнечной постоянной в
условия города в течение года (примерно 0.55 килоджоуль/килограмм/секунда или 0.562
киловатт-часа в зимние месяцы и 0.800 киловатт-часа в летние месяцы ).
 Определены и исследованы причины ее отличия от солнечной постоянной,
определенной по данным внеатмосферных измерений (от 1.5 до 2.5 раз). Ее величина в
первую очередь зависит от угла падения лучей Солнца на поверхность в течение года и
во вторых от облачного покрова планеты (при наличии облаков уменьшается в 4 раза).
Области практического использования результатов:
Результатами данной работы могут воспользоваться как ученые, так и педагоги.
Ученые могут рассматривать полученный экспериментально результат в своих научных
исследованиях, а педагоги могут проводить подобное экспериментальное определение
солнечной постоянной, как практическую работу на уроках физики и астрономии.
2
Введение
Солнце освещает и согревает нашу планету, без этого была бы
невозможна жизнь на ней не только человека, но даже микроорганизмов.
Солнце — главный (хотя и не единственный) двигатель происходящих на Земле
процессов. Но не только тепло и свет получает Земля от Солнца. Различные
виды солнечного излучения и потоки частиц оказывают постоянное влияние на
её жизнь.
Электромагнитое излучение подвергается строгому отбору в земной
атмосфере.
Она
прозрачна
только
для
видимого
света
и
ближних
ультрафиолетового и инфракрасного излучений, а также для радиоволн в
сравнительно узком диапазоне (от сантиметровых до метровых). Всё остальное
излучение либо отражается, либо поглощается атмосферой, нагревая и ионизуя
её верхние слои.
Излучение в видимом диапазоне поглощается слабо. Однако оно
рассеивается атмосферой даже в отсутствие облаков, и часть его возвращается в
межпланетное пространство. Облака, состоящие из капелек воды и твёрдых
частиц, значительно усиливают отражение солнечного излучения. В результате
до поверхности планеты доходит в среднем около половины падающего на
границу земной атмосферы света.
Количество солнечной энергии, приходящейся на поверхность площадью
1м2, развёрнутую перпендикулярно солнечным лучам на границе земной
атмосферы, называется солнечной постоянной. Измерять её с Земли очень
трудно, и потому значения, найденные до начала космических исследований,
были весьма приблизительными. Небольшие колебания (если они реально
существовали) заведомо «тонули» в неточности измерений. Лишь выполнение
специальной космической программы по определению солнечной постоянной
позволило найти её надёжное значение. По последним данным, оно составляет
1370 Вт/м2 с точностью до 0,5%. Слабые колебания солнечной постоянной не
превышают 7% и, как правило, вызваны проявлениями солнечной активности в
3
частности солнечными вспышками. Значение солнечной постоянной играет
исключительно важную роль в астрофизике, геофизике и биологических
процессах. Оно характеризует мощность излучения Солнца, что вместе с
другими данными позволяет судить о физических условиях на поверхности и в
недрах Солнца. Наконец количество солнечной энергии, доходящей до Земли
необходимо
знать для
объяснения
астрофизических,
геофизических
и
биологических явлений.
Все источники энергии, которые использует человечество, связаны с
Солнцем. Тепло и свет Солнца обеспечили развитие жизни на Земле,
формирование месторождений угля, нефти и газа. Количество приходящей от
Солнца на Землю энергии принято характеризовать солнечной постоянной
которую я и хочу найти.
4
I. Теоретическая часть.
I.1.Солнце – дневная звезда
Солнце - центральное тело Солнечной системы является типичным
представителем звезд, наиболее распространенных во Вселенной тел. Масса
Солнца составляет 2•1030кг. Как и многие другие звезды, Солнце представляет
собою массивный раскалённый газовый шар, который состоит из водородногелиевой плазмы и находится в равновесии в поле собственного тяготения.
Внутри его непрерывно происходит расщепление атомов водорода, переработка
водорода в гелий. Это процесс называется ядерной реакцией синтеза. При этом
выделяется гигантское количество энергии. В наружных слоях звезды на 10000
атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома
азота, 1 атом углерода, 0,3 атома железа. Остальных элементов ещё меньше. На
самом деле как бы Солнце не казалось нам огромно, по сравнению с другими
звёздами его размер скорее мал, чем велик. Расстояние от планет до Солнца
постоянны, потому что орбиты планет – это эллипсы, а не правильные
окружности. Среднее расстояние от Земли до Солнца 149,6 млн км. Это
расстояние называют Астрономической единицей (а.е.). На поверхности
Солнца имеются небольшие тёмные участки, которые называются солнечными
5
пятнами. Просто их температура ниже, чем в окружающих областях.
Температура поверхности Солнца 5, 5 тыс градусов, температура ядра 14млн
градусов. Изучение физических процессов, происходящих на Солнце, имеет
важное значение для астрофизики, поскольку эти процессы свойственны,
очевидно, и другим звездам, но только на Солнце мы можем наблюдать их
достаточно детально.
Солнце излучает в космическое пространство колоссальный по мощности
поток излучения, который в значительной мере определяет физические условия
на Земле и других планетах, а также в межпланетном пространстве.
Земля получает всего лишь одну двухмиллиардную долю солнечного
излучения. Однако и этого достаточно, чтобы приводить в движение огромные
массы воздуха в земной атмосфере,
Знание законов излучения позволяет определить температуру фотосферы
Солнца.
Энергия,
излучаемая
нагретым
телом
с
единицы
площади,
определяется законом Стефана- Больцмана:
E = σ•Т4.
Светимость
Солнца
известна,
остается
узнать,
какова
площадь
поверхности Солнца. С Земли мы видим Солнце как небольшой диск, край
которого достаточно четко определяет фотосфера (в переводе с греческого «сфера света»). Так называется тот слой, от которого приходит практически все
видимое излучение Солнца. Он имеет толщину всего 300 км и выглядит как
поверхность Солнца. Угловой диаметр солнечного диска примерно 30'. Зная
расстояние до Солнца (150 000 000 км), нетрудно вычислить его линейные
размеры и площадь поверхности. Радиус Солнца равен приблизительно 700 000
км. Теперь можно узнать, какова температура фотосферы. Светимость Солнца
равна:
L = 4πiR²•Е
Все последующие попытки найти линии других неизвестных элементов
не увенчались успехом, но были тем не менее не бесполезны. Они во многом
6
способствовали развитию теории спектрального анализа, которая важна как для
астрофизики, так и для физики в целом. Современные данные о химическом
составе Солнца таковы: водород составляет около 70% солнечной массы, гелий
- более 28%, остальные элементы - менее 2%. Количество атомов этих
элементов в 1000 раз меньше, чем атомов водорода и гелия. Вещество Солнца
сильно ионизовано. Сделаем приближенный расчет его величины для слоя,
лежащего на расстоянии R/2 от центра Солнца. При этом будем считать, что
плотность вещества внутри Солнца всюду равна средней. Сила тяжести на этой
глубине определяется массой вещества, заключенной в радиальном столбике,
высота которого R/2, площадь S, а также ускорением свободного падения на
поверхности сферы радиусом R/2. Подставив необходимые данные в формулу р
= mg/S, получим, что давление равно примерно 6,6 • 1013 Па, т. е. в 1 млрд. раз
превосходит нормальное атмосферное давление. Для вычисления температуры
воспользуемся уравнением Клапейрона-Менделеева: pV = RT m/M. Поскольку
m/M = p1, Т = (M•p)/(R• p1), где R- универсальная газовая постоянная, а Ммолярная масса водородной плазмы. Если считать, что в состав вещества
входят в равном количестве протоны и электроны, то она примерно равна 0,5 •
10-3 кг/моль. Тогда Т = 2,8 • 106 К. Более точные расчеты, проведенные с учетом
изменения плотности с глубиной, дают результаты, лишь незначительно
отличающиеся от полученных выше: р = 6,1•1013Па, Т = 3,4•106 К. Согласно
современным данным, температура в центре Солнца достигает 15 млн. К,
давление 2•1018Па, а плотность вещества значительно превышает плотность
твердых тел в земных условиях: 1,5•105 кг/м3, т. е. в 13 раз больше плотности
свинца.
Тем не менее применение газовых законов к веществу, находящемуся в
этом состоянии, оправдано тем, что оно ионизовано. Размеры атомных ядер,
потерявших свои электроны, примерно в 10 тыс. раз меньше размеров самого
атома, а размеры самих частиц довольно малы по сравнению с расстояниями
между ними. Это условие, которому должен удовлетворять идеальный газ, для
7
смеси ядер и электронов, составляющих вещество внутри Солнца, выполняется
несмотря на его высокую плотность. При высокой температуре в центральной
части Солнца протоны, которые преобладают в составе солнечной плазмы,
имеют столь большие скорости, что могут преодолеть электростатические силы
отталкивания и взаимодействовать между собой. В результате такого
взаимодействия происходит термоядерная реакция: четыре протона образуют
альфа-частицу (ядро гелия). В процессе реакции высвобождается определенная
порция энергии. Кинетическая энергия, которую приобретают образующиеся в
ходе реакции частицы, поддерживает высокую температуру плазмы и тем
самым создаются условия для продолжения термоядерного синтеза. Энергия
гамма-квантов обеспечивает излучение Солнца. Из недр Солнца наружу эта
энергия передается двумя способами: излучением, т. е. самими квантами, и
конвекцией, т. е. веществом. Выделение энергии и ее перенос определяют
внутреннее строение Солнца: ядро - центральная зона, где при высоком
давлении и температуре происходят термоядерные реакции; «лучистая» зона,
где энергия передается наружу от слоя к слою в результате последовательного
поглощения и излучения квантов; наружная конвективная зона, где энергия от
слоя к слою переносится самим еществом в результате перемешивания
(конвекции). Каждая из этих зон занимает примерно 1/3 солнечного радиуса.
Сразу за конвективной зоной начинается атмосфера, которая простирается
далеко за пределы видимого диска Солнца. Ее нижний слой - фотосфера воспринимается
как
поверхность
Солнца.
Верхние
слои
атмосферы
непосредственно не видны и могут наблюдаться либо во время полных
солнечных затмений, либо из космического пространства, либо при помощи
специальных приборов с поверхности Земли.
Солнечной
активностью
называют
совокупность
нестационарных
явлений на Солнце (пятна, факелы, протуберанцы, вспышки, флоккулы)
возмущенные области, солнечную радио… и другие излучения Солнца. Эти
явления тесно связаны между собой и обычно и обычно появляются вместе в
8
некоторой
активной
области
Солнца.
Солнечная
активность
обычно
характеризуется по пятнообразовательной деятельности Солнца. Для ее
регистрации используются несколько распространенных индексов. Самыми
известными из них являются индекс Вольфа и коэффициент INTER SOL.
Индекс Вольфа определяется по формуле; W=R*(10g+f), где: R коэффициент
корреляции, определяемый из условий наблюдения и характеристик вашего
телескопа, но лично я посоветовал вам брать его равным 1; g – количество
групп на диске; f – общее число пятен. Коэффициент INTER SOL определяется
по формуле IS=g+grfp+grfn+efp+ef, где: grfp – число пятен с полутенями в
группах; Grfn - число пятен без полутеней в группах; efp – число одиночных
пятен с полутенями; ef – число одиночных пятен без полутеней. За
международную систему приняты числа Вольфа публикуемые Цюрихской
обсерваторией с 1849 для которых коэффициент корреляции R равен 1. Не
смотря на довольно большую неточность этих индексов и их субъективности
для каждого отдельного наблюдателя, они имеют то преимущество, что их
значения определены на довольно продолжительный промежуток времени
(индекс Вольфа известен за последние 250 лет с 1749).
Благодаря этому именно индекс Вольфа используется для выявления
корреляций между активностью Солнца, и какими либо биологическими и
геофизическими явлениями. Важной особенностью солнечной активности
является ее цикличность. Циклы имеют различную продолжительность. Не так
давно мы с вами, уважаемые коллеги стали свидетелями очередного 23-го
максимума 11-го летнего цикла солнечной активности. Но существуют ли еще,
какие либо циклы активности, кроме вышеупомянутого 11-те летнего? В
периоды максимума цикла активные области расположены по всему
солнечному диску, их много и они хорошо развиты. Период минимума они
располагаются вблизи экватора их не много, и они развиты слабо. Видимым
проявлением
активных
областей
являются
солнечные
пятна,
факелы,
протуберанцы, волокна, флоккулы и пр. Наиболее известным и изученным
9
является 11 летний цикл, открытый Генрихом Швабе и подтвержденным
Робертом Вольфом, который исследовал изменение активности солнца при
помощи предложенного им индекса Вольфа, за два с половиной столетия.
Изменение Активности солнца с периодом равным 11,1 года носит название
закона Швабе - Вольфа. Особенностью 11-ти летнего цикла является то, что
полярность изменяются в течении каждого цикла на противоположенную как в
группах, где меняются полярности главных пятен, так и общее магнитного поля
Солнца. Существует предположение, что именно магнитное поле ответственно
за цикличность солнечной активности. Также предполагается существование
22, 44, 55 и 88 летних циклов изменения активности. Установлено что величина
максимума циклов меняется с периодом около 80 лет. Эти периоды
проявляются непосредственно на графике активности солнца. Но ученые,
изучив кольца на спилах деревьев, ленточную глину, сталактиты, залежи
ископаемых, раковинам моллюсков и другие признаки, предположили
существование и более продолжительных циклов, длительностью около 110,
210, 420 лет. А так же и так называемые вековые продолжительностью и
сверхвековые циклы 2400, 35000, 100 000 и, даже, 200 – 300 миллионов лет.
10
Следует отметить, что цикличность характерна для всех проявлений
солнечной активности. В последнее время было обращено внимание на то, что
влиять на циклы могут и другие тела, такие как планеты гиганты , соседние
звезды и их положение относительно друг друга( к примеру можно посмотреть
на влияние суммарной гравитации планет во время парадов). Возможно,
особенно продолжительные сверхвековые циклы, связанны по большей своей
части с положением Солнца в Млечном Пути, точнее с его вращением вокруг
центра галактики. Вообще любой астроном- любитель может, проводя
регулярные
наблюдения
Солнца
сравнивать
ее
график
с
графиками
интенсивности каких либо явлений связанных с атмосферой, биосферой и
другие.
I.2 Лучистая энергия Солнца
Первоисточником энергии
для
всех процессов, происходящих
в
атмосфере и гидросфере, является лучистая энергия Солнца, называемая
солнечной радиацией. Энергия звездной радиации и тепло, поступающее на
поверхность Земли в результате процессов, происходящих в ее глубинных
слоях, ничтожно малы по сравнению с солнечной радиацией.
Солнце, наиболее близко расположенная к нам звезда, представляет
собой раскаленный газовый шар с температурой поверхности около 6000°С.
Температура Солнца возрастает с глубиной, где протекают ядерные реакции.
Источником солнечной энергии считается реакция превращения водорода в
гелий. Эта энергия распространяется в окружающем пространстве в виде
электромагнитной
радиации
и
корпускулярных
потоков,
состоящих
преимущественно из протонов и электронов.
Для наших целей Солнце можно рассматривать как абсолютно черное
тело с температурой поверхности 6000 К. Оно испускает электромагнитное
излучение, вид энергии, перемещающийся в пространстве со скоростью света
(300 000 000 м/сек). Количество энергии, излучаемое единицей поверхности
11
черного тела (E), описывается законом Стефана-Больцмана: E = σT4, где -σ так
называемая постоянная Стефана-Больцмана, а T-абсолютная температура
поверхности.
Хотя Солнце излучает электромагнитные волны очень широкого спектра
— от гамма-излучения с длинами волн 10-10 см и короче до сверхдлинных
радиоволн порядка десятков и сотен километров, однако, интенсивность
излучения Солнца по длинам волн распределяется неравномерно. Эта энергия
распределена в широком диапазоне длин волн, как показано на рис. 1.2.1. В
зависимости от длины волн энергетический спектр удобно разделить на три
части:
>0,7 мк - инфракрасное излучение, составляющее около 48% всей солнечной
энергии;
0,4-0,7
мк
-
видимая
часть
спектра,
составляющая
43%;
< 0,4 мк - ультрафиолетовое излучение и рентгеновские лучи, составляющие
около 9%.
Распределение интенсивности радиации по длинам волн для черного тела с
поверхностной температурой 6000 К (представляющего в данном случае Солнце).
Приблизительно 99% солнечной радиации имеют длины волн от 0,15 до
4 мк. Максимум интенсивности солнечного света приходится на длину волны
12
0,5 мк (зелено-голубой свет). Максимум излучения Солнца приходится на 0,5
мкм (сине-голубой участок спектра).
В метеорологии принято выделять коротковолновую и длинноволновую
радиацию. К коротковолновой относят радиацию в диапазоне длин волн от 0,1
до 4 мкм, т. е. она включает, кроме видимого участка спектра, еще и
ближайшие
к
нему
по
длинам
волн
участки
ультрафиолетового
и
инфракрасного спектра. Длинноволновая — это радиация с длинами волн от 4
до 100—120 мкм. Такой радиацией обладают земная поверхность и атмосфера.
Энергия корпускулярных потоков в среднем в 107 раз меньше, чем
энергия электромагнитной радиации Солнца, и она сильно меняется в
зависимости от солнечной активности. Под действием корпускулярной
радиации происходит ионизация воздуха в верхних слоях атмосферы. Она
влияет на магнитное поле Земли, в частности вызывая магнитные бури; ею
обусловлены полярные сияния и другие явления в верхних слоях атмосферы.
Ниже 90 км корпускулярная радиация почти не проникает.
Количество тепла, приносимого солнечной радиацией на 1 см 2
поверхности, перпендикулярной солнечным лучам, в 1 мин называется
интенсивностью
солнечной
радиации.
Она
измеряется
специальными
приборами — актинометрами и пиргелиометрами и выражается в кал/(см2-мин)
(1 кал ==4,1868 Дж). Вычисления, основанные на многочисленных измерениях
у земной поверхности, и непосредственно измерения, проведенные с помощью
искусственных спутников Земли и геофизических ракет, показали, что при
среднем расстоянии Земли от Солнца интенсивность солнечной радиации
составляет 1,98 кал/(см2-мин) или 1,36 квт/м2. Эта величина называется
солнечной постоянной.
Но постоянна ли она в действительности - остается неясным.
Земля вращается вокруг Солнца по эллиптической орбите и находится от
него в среднем на расстоянии 150 млн. км. Колебания этой величины в
настоящее время составляют около 5 млн. км в зависимости от времени года.
13
До недавнего времени солнечную постоянную определяли, измеряя
радиацию на уровне поверхности Земли и внося поправки на ее уменьшение
при прохождении через атмосферу. Колебания этой величины, измеренные в
нашем веке, дают величину ошибки ее измерения ±5%. Использование данных
космического зондирования дало бы нам возможность определить, существуют
ли колебания величины солнечной постоянной, связанные, например, с
солнечными пятнами -признаком солнечной активности, которые могут
оказывать влияние на изменение климата Земли. Однако проблемы калибровки
приборов, устанавливаемых на борту спутников Земли, препятствуют
получению достаточно надежных данных.
Распределение солнечной радиации на верхней границе атмосферы и ее
изменение
по
времени
зависят
от
следующих
причин.
1. От степени активности Солнца. В годы наибольшей активности солнечной
деятельности солнечная радиация увеличивается. Солнечная постоянная в эти
годы на 2% больше, чем в годы спокойного Солнца. С возрастанием активности
солнечной деятельности на Земле увеличивается также интенсивность
магнитных
и
ионосферных
возмущений.
2. От расстояния между Землей и Солнцем. Так как орбита Земли представляет
собой эллипс, в одном из фокусов которого находится Солнце, то расстояние от
Земли До Солнца в течение года не остается постоянным.
В день зимнего солнцестояния — 22 декабря, когда Земля находится в
перигелии, напряженность солнечной радиации примерно на 3,3% больше, а в
день летнего солнцестояния — 22 июня на 3,3% меньше, чем весной и осенью.
3. 0т угла падения лучей Солнца на поверхность.
Если обозначить через h0 высоту Солнца, то непосредственно на единицу
горизонтальной поверхности АС приходится радиации во столько раз меньше,
во сколько раз АС больше АВ. Обозначив количество солнечной радиации,
падающей на 1 см2 в 1 мин на площадку АВ, через I0, а на площадку AC — через
Ih, получим Ih = I0 sin h0.
14
Из астрономии известно, что sin h0 = sin φ sin δ + cos φ cos δ cos t.
где φ — широта места; δ — склонение Солнца; t — местный часовой угол
Солнца.
Следовательно, приток тепла от солнечной радиации, поступающей на
горизонтальную поверхность, зависит от: широты места φ, чем в основном
обусловливаются различия климатических поясов земного шара; склонения
Солнца δ, изменяющегося в течение года от 23,5°N До 23,5°S, чем
обусловливаются времена года; местного часового угла Солнца t, что
обусловливает суточный ход интенсивности солнечной радиации.
На рис. 1.2.2 показано количество тепла, приносимого солнечной
радиацией, поступающей на единицу горизонтальной поверхности верхней
границы атмосферы в различные месяцы. На рисунке видно, как изменяется
количество получаемого тепла в результате изменения высоты Солнца от
месяца к месяцу в данной широте. Эти изменения особенно велики в высоких
широтах и малы на экваторе. В некоторые месяцы полярные широты вообще не
получают тепла от Солнца, так как оно в это время находится под горизонтом.
Отметим, что летом (с 10/V по 3/VIII) в северных полярных широтах на
границу атмосферы за сутки поступает больше энергии, чем у экватора. Так, в
день летнего солнцестояния полюс получает тепла в 1,365 раза больше, чем
экватор. Однако, конечно, за весь год низкие широты получают тепла
значительно больше, чем высокие.
15
Заметим, что летом максимум радиации, которую могла бы получить
поверхность Земли при отсутствии атмосферы, увеличивается с увеличением
широты. Но так как зимой величина тепла уменьшается быстрее, чем летом, ее
среднегодовые значения с увеличением широты уменьшаются. Благодаря тому
что, перигелий (ближайшая к Солнцу точка земной орбиты) достигается Землей
летом южного полушария, в это время наша планета получает больше
солнечной энергии, чем летом северного полушария.
Часть
солнечного
излучения
поглощается,
рассеивается
или
же
отражается облаками. Коротковолновое излучение поглощается газами в
верхней атмосфере, что вызывает фотохимические реакции. Поглощая
ультрафиолетовые и рентгеновские лучи, молекулы и атомы этих газов могут
терять электроны и становиться положительно заряженными ионами. Область
атмосферы, в которой достигается наибольшая концентрация ионов и
электронов (60-300 км над поверхностью Земли), называется ионосферой.
Именно наличие ионосферы позволяет вести радиопередачи на большие
расстояния, так как от нее радиоволны отражаются и возвращаются к
поверхности Земли. С другой стороны, под воздействием ультрафиолетовой
радиации молекулы могут диссоциировать на отдельные атомы. Кислород
диссоциирует именно таким образом, и отдельные атомы кислорода,
соединяясь с его молекулами (О2), образуют молекулы озона (О3). Озон в свою
очередь при поглощении ультрафиолетовой радиации, имеющей немного
большую длину волны, распадается, или же его молекула разрушается при
столкновении с еще одним атомом кислорода, в результате чего образуются две
молекулы кислорода. Хотя озон возникает в основном на высоте более 40 км,
больше всего его скапливается между 20 и 35 км. Это происходит вследствие
переноса озона в нижележащие слои атмосферы, где он не так быстро
разрушается приходящей радиацией. Здесь озон окончательно поглощает
опасную для жизни ультрафиолетовую радиацию, а также небольшое
количество
более
длинноволнового
излучения.
Сам
озон
ядовит,
за
16
исключением очень малых концентраций. В атмосфере ниже 10 км он
практически отсутствует, поскольку разрушается при окислении веществ,
поступающих с поверхности Земли.
В целом около 3% поступающей энергии поглощается газами, в основном
озоном, в атмосфере выше 10км.
В нижней атмосфере имеется только одна газообразная составляющая,
которая способна поглощать значительное количество солнечной радиации, это водяной пар. Обычно им абсорбируется около 10% солнечного излучения,
однако в зависимости от локальных концентраций водяных паров эта величина
может несколько изменяться. Кроме того, часть радиации поглощается здесь
облаками и присутствующими в атмосфере частицами пыли.
Электромагнитное излучение, встречая на своем пути взвешенные в
атмосфере частицы, рассеивается ими (если при этом не происходит его
поглощения). Интенсивность рассеяния наиболее высока при наименьших
длинах волн. В видимой части спектра голубой свет главным образом
рассеивается молекулами воздуха, придавая небу его характерный цвет. Перед
восходом и заходом Солнца небо вблизи него приобретает красный или желтый
цвет, поскольку после рассеяния голубого света в его спектре становятся
преобладающими более длинноволновые составляющие. Рассеяние более
крупными частицами не зависит от длин волн приходящей радиации, поэтому
при тумане или дымке небо приобретает белый оттенок цвета. В результате
рассеяния часть радиации поглощается в атмосфере, а часть после
многократного рассеяния достигает поверхности Земли; наконец, около 7%
потока солнечной радиации теряется в космическом пространстве.
Поток солнечной радиации, поступающей на поверхность облачного
покрова, отражается от него. Отражательная способность облаков, то есть их
альбедо, зависит от типа облаков и их мощности. Например, для мощных
слоисто-кучевых облаков она может достигать 80%. Но в среднем альбедо
17
облаков составляет около 55%, и большая часть приходящей радиации
отражается обратно в космическое пространство.
Ослабление интенсивности солнечной радиации при прохождении через атмосферу
(величины даны весьма приближенно, и подразумевается, что они отражают типичные
условия)
Процессы поглощения, рассеяния и отражения потока солнечной
радиации в обобщенном виде изображены на рисунке. При безоблачном небе
величина солнечной радиации, которая попадает на земную поверхность,
может достигать 80% радиации, поступившей на верхнюю границу атмосферы,
а при плотном облачном покрове она снижается до 20%.
II. Практическая часть. Определение значения солнечной
постоянной.
Для многих задач астрофизики и геофизики важно знать точное значение
мощности излучения всего Солнца, т.е. светимость, а также энергетическую
освещенность от Солнца на расстоянии 1 а.е. Эта величина называется
солнечной постоянной и определяется как полное количество лучистой
18
солнечной энергии, проходящей за единицу времени через единицу площади,
перпендикулярной направлению на Солнце и расположенную за пределами
земной атмосферы. В настоящее время значение солнечной постоянной Q
известно с погрешностью около ±0.3 %:
Q = (1366±4) Вт/м² 1.95 кал/(см²•мин).
Умножая эту величину на площадь сферы с радиусом в 1 а.е., получим
полное количество энергии, излучаемой Солнцем по всем направлениям в
единицу
времени,
т.е.
его
болометрическую
светимость.
Она
равна
3.84 1026 Дж/с. Единица условной поверхности Солнца 1 м² излучает 63.1 МВт.
Измерениями было определенно, что значение солнечной постоянной вне
атмосферы Земли, равно - Q = 1,95 кал/см2*мин = 136100 эрг /см2 = 0,136
Вт/см2. Умножив эту величину на площадь сферы с радиусом в одну
астрономическую единицу (1 а. е. = расстоянию от Солнца до Земли) получили
полное количество излучение испускаемое во всех направлениях Солнцем. Оно
равно 3,9×1033эрг/сек.
Для определения солнечной постоянной с поверхности Земли, где поток
солнечного излучения уменьшается из-за поглощения и рассеяния в земной
атмосфере и составляет 800 – 900 Вт/м2, используются также различные
приборы.
Было
разработано
несколько
вариантов
специализированных
приборов, называемых пиргелиометрами и радиометрами. Их задача была
измерять в абсолютных энергетических единицах полное количество солнечной
энергии, падающее за определенное время на площадку известной величины.
Показания приборов отличаются от солнечной постоянной, как мы уже
выяснили из-за разных причин:
1.
От
степени
активности
Солнца. В
годы
наибольшей
активности солнечной деятельности солнечная радиация увеличивается.
Солнечная постоянная в эти годы на 2% больше, чем в годы спокойного
Солнца.
19
2.
От расстояния между Землей и Солнцем. Так как орбита
Земли представляет собой эллипс, то расстояние от Земли До Солнца в
течение года не остается постоянным. В день зимнего солнцестояния —
22 декабря, когда Земля находится в перигелии, напряженность
солнечной радиации примерно на 3,3% больше, а в день летнего
солнцестояния — 22 июня на 3,3% меньше, чем весной и осенью.
3.
0т угла падения лучей Солнца на поверхность. Ih = I0 sin h0 ;
sin h0 =
sin φ sin δ + cos φ cos δ cos t. широты места φ, склонения
Солнца δ, изменяющегося в течение года от -23,5° до +23,5°; местного
часового
угла Солнца t (от 0° до 6° ). где φ — широта места; δ —
склонение Солнца; t — местный часовой угол Солнца.
4.
От прохождения через атмосферу.
Рассчитаем зависимость величины Солнечной постоянной от угла
падения лучей Солнца на поверхности и построим графики.
φ=43°10'
синус h
δ Солнца
t Солнца
-23,5
0 0,398749
1 0,375896
2 0,308893
3 0,202307
4 0,063401
5
-0,09836
6
-0,27195
-18,5
0,47715876
0,453526276
0,384239337
0,274019735
0,130378752
-0,036894714
-0,216401255
-13,5
0,551936985
0,527705261
0,456661441
0,343647045
0,196363815
0,024848861
-0,159209355
-8,5
0,622514637
0,597868091
0,525608076
0,410658993
0,26085443
0,086403323
-0,100805776
-3,5
0,688354576
0,663480784
0,590554517
0,474545578
0,323359786
0,147300202
-0,041635
S
t=0
t=1
t=2
t=3
t=4
t=5
t=6
652,2760253
619,970419
525,255174
374,5849776
178,2277546
-50,43507453
-295,820516
754,4978589
721,3730923
624,2561905
469,7655099
268,4293351
33,96839366
-217,6391887
850,9775083
817,2856807
718,5062405
561,3708431
356,5880063
118,1133419
-137,8014958
940,980705
906,9782317
807,2880241
648,7038052
442,0328274
201,3593762
-56,9150503
545,09
513,8494
422,2566
276,5536
86,66975
-134,455
-371,75
20
Продолжение таблицы
φ=43°10'
синус h
t Солнца
0
1
2
3
4
5
6
δ
Солнца
1,5
0,748956
0,724044
0,651006
0,534821
0,383404
0,207076
0,017853
6,5
0,803857
0,779097
0,706504
0,591025
0,440531
0,265276
0,077204
11,5
0,85264
0,82822
0,756624
0,642732
0,494304
0,321457
0,135969
16,5
0,894934
0,87104
0,800987
0,689547
0,544316
0,375191
0,193698
21,5
0,930418
0,907231
0,839253
0,731114
0,590185
0,42607
0,249953
23,5
0,942641
0,919788
0,852785
0,746199
0,607294
0,445535
0,271946
S
t=0
t=1
t=2
t=3
t=4
t=5
t=6
1023,822
989,7681
889,9259
731,0997
524,1135
283,0729
24,40455
1098,872
1065,025
965,7908
807,9316
602,2054
362,6322
105,5384
1165,559
1132,177
1034,306
878,6145
675,7141
439,4315
185,8691
1223,375
1190,712
1094,949
942,6107
744,0802
512,8865
264,7852
1271,881
1240,185
1147,258
999,4331
806,7834
582,4382
341,6861
1288,591
1257,35
1165,758
1020,055
830,1707
609,0462
371,7505
Графики зависимости величины Солнечной постоянной от угла падения
лучей Солнца на поверхность
Графики показывают изменение количества лучистой энергии в течение
года (склонение Солнца изменяется от -23.5 градусов до +23.5 градусов) на
21
нашей широте наблюдение в зависимости от времени наблюдения (t - часовой
угол Солнца изменяется от 0 до 6). Количество лучистой энергии Солнца
изменяется примерно в 2-2.5 раза в момент верхней кульминации Солнца, т.е. в
моменты наших наблюдений. Это показывает теория. Посмотрим, что
получится на практике.
II.1. Эксперимент по определению солнечной постоянной
Для эксперимента был создан прибор в виде гири весом в два
килограмма, помещенный в «рубашку» из пенопласта. К поверхности гири
припаян электронный чувствительный датчик температуры.
Датчик температуры
22
Все
поверхности,
обращенные
к
солнцу
(устанавливается
перпендикулярно солнечным лучам (если 12º 47'- склонение Солнца на день
наблюдения 15 февраля, то 33º 13'
рассчитанная высота Солнца), были
покрашены в черный цвет матовой краской. Вся внутренняя полость вместе с
гирей прикрывается прозрачным стеклом.
Прибор выносится на улицу и прикрывается белым пенопластовым листом
для выравнивания температуры.
После стабилизации температуры пенопластовый лист снимается на десять
минут, после чего закрывается листом снова и через 30 секунд (для
выравнивания общего фона температуры внутри контейнера) и снимается
показание температуры. По массе гири и теплоемкости ее материала (чугун)
вычисляется количество энергии, попавшей внутрь контейнера за время
эксперимента.
23
Мы построили еще один вариант прибора, где основу составляла
алюминиевая, покрашенная в матовый черный цвет кастрюля, в которую мы
залили воду и в нее был спущен датчик температуры. Данные полученные с
помощью этих приборов практически не отличались. Методика эксперимента
была почти такая же, единственное отличие было в том что кастрюля не
ставилась перпендикулярно солнцу и в расчётах был учтён угол падения лучей.
24
II.2. Эксперимент по определению коэффицента отражения и
поглощения стекла.
Дополнительно проводился эксперимент для определения отражающей
способности стекла. Известно, что световой луч является носителем энергии.
Взаимодействуя с различными оптическими средами, свет испытывает
Различные изменения.
Отражение, поглощение и пропускание света.
Пусть
световой
луч
некоторой
интенсивности
Ф0
падает
на
плоскопараллельную пластинку. В точке соприкосновения с поверхностью
стекла световой поток разделится на две части: первая часть Ф1 отразится от
поверхности стекла и уйдет в пространство, вторая часть, преломившись,
войдет в толщу стекла и выйдет из него в виде светового пучка Ф3. На пути
движения светового пучка в пластинке некоторая часть световой энергии будет
поглощена массой стекла. Поглощенная доля света составит величину Ф2.
Наша задача состояла в том, чтобы определить величину Ф3 по
отношению к величине Ф0, т.е. определить коэффициент затухания светового
потока на 1 мм толщины стекла.
25
Для этого делается два снимка фотоаппаратом с фиксированной
выдержкой поверхностей стекла, участвующего в эксперименте и зеркала,
отражающих один и тот же источник света. Я взял стекло толщиной 5 мм.
Использовали источник света с высокостабильными характеристиками. Лист
белой бумаги подсвечивался источником и снимался в темной комнате
фотоаппаратом.
Яркость
источника
была
подобрана
так,
чтобы
при
минимальной диафрагме и чувствительности выдержка составляла порядка 10
секунд, для исключения временных огрехов при маленьких выдержках.
Затем производилась съемка по три кадра для усреднения. Снимались –
лист бумаги и лист через стекло. Кадры затем загружались в PhotoShop,
преобразовывались в 16-битный формат (16 бит на канал) и производилась
операция усреднения по всему кадру (filter->blur->average). Затем кадры
выгружались в формате 16-битного TIFF. Оценка яркости по цветовым каналам
производилась с помощью программы PixInsight.
Макет установки по определению прозрачности стекол. В качестве
источника использовался экран PDA HP 214. Съемка производилась в полной
темноте с параметрами: ISO 100, выдержка 10 секунд, диафрагма 1/8, баланс
белого – люминесцентный источник света. Фотоаппарат Canon 450, 12 МП.
26
Таблица оценки яркости по цветовым каналам
not glass
#
R
G
B
1
0.6482
0.7888
0.9066
2
0.6473
0.7884
0.9064
3
0.6471
0.7883
0.9067
Средний
glass
0.647533
0.7885
0.906567
#
R
G
B
1
0.5802
0.7562
0.8655
2
0.5809
0.7564
0.8658
3
0.5805
0.7564
0.8658
Средний
0.580533
0.756333
0.8657
Для определения коэффициента производилось усреднение яркости по
трем кадрам, затем цветность по трем каналам приводилась к серому по
формуле G=0.299R+0.587G+0.114B
(согласно http://en.wikipedia.org/wiki/YCbCr).
Было получено:
Серый
средний
0.759810567
0.7135364
Процент
яркости
100
93.90978
Затухание
0
6.090224
По разности отражений вычисляется количество излучения, отражаемого
стеклом, которое плюсуется к полученным ранее данным. Таким образом
получили результат - коэффициент поглощение стекла (1.3% на 1 мм стекла)
или k= 5·1.3=0.06.
II.3.Расчетная часть и результаты
Рассмотрим
для
примера
два
варианта
экспериментов,
которые
проводились 15 февраля и 9 марта.
В ходе эксперимента (15 февраля) за 10 минут температура гири
поднялась на 5.2 градуса. Что при площади 13·13 см при теплоемкости чугуна в
0.55 килоджоуль/килограмм/секунда в переводе в привычные единицы
составляет 0.562 киловатт-часа.
27
Расчет производился по формулам:
A(1- k)=Q/(S·T) и Q=(t - t0)·mс·cс+ (t - t0)·mг·cг
A – экспериментально определенная солнечная постоянная.
Q –поглощенная энергия; T – время эксперимента
k – коэффициент поглощение стекла (1.3% на 1 мм стекла).
t0 - начальная температура системы; t – конечная температура системы
S – площадь стекла; С – теплоемкость чугуна
Параметры системы:
m=2 кг; T = 10 минут; (t - t0) – 5.2ºС; S – 13см х 13см; k= 5·1.3=0.06; С =
550Дж/кг С
Таким образом, мы экспериментально определили значение
солнечной постоянной, которая составила 0.55 килоджоуль/килограмм/секунда
или 0.562 киловатт-часа. Это примерно в 2.5 меньше значения солнечной
постоянной, определенной по данным внеатмосферных измерений (Q = 1,95
кал/см2*мин = 136100 эрг /см2 = 0,136 Вт/см2).
В ходе эксперимента 9 марта 2010 года было облачно. Эксперимент
проводился с другим прибором - алюминиевой кастрюлей.
время (в минутах) начиная с 12.30
0
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
Температура
20,6
20,5
20,7
21,5
21,9
21,7
22,1
22,4
22,5
22,7
22,8
22,6
22,6
22,6
23,4
23,6
23,4
23,4
28
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
24,0
24,4
24,6
24,8
24,7
24,5
24,5
24,8
25,2
25,4
25,8
25,6
25,4
25,8
25,4
25,9
25,5
25,8
25,5
26,0
25,7
26,5
Масса кастрюли
Теплоемкость алюминия (КДж/кг*гр)
Теплоемкость воды (КДж/кг*гр)
Масса воды
Диаметр кастрюли
1,03
930
4183
4,6
240
Высота солнца в начале эксперимента
Высота солнца в конце эксперимента
Высота в середине эксперимента
Средняя высота
Поправка к площади на высоту солнца
41,5
41,3
42,05
41,61667
0,6639
Коэффициент отражения от воды при угле 41 градус
Коэффициент отражения от стелкла при угле 58 градусов
Два стекла
Общая поправка на отражение от двух стекол и воды
Поправка на поглощение света стеклами стеклопакета
Общая поправка на отражение и поглощение
0,026
0,066
0,132
0,158
0,090933
0,248933
Разница температур (градусы)
Время нагрева (минуты)
Поглощенная энергия(Алюминий)
Поглощенная энергия(вода)
Всего поглощено энергии
Площадь поглощения
9,3
69
8908,47
178948,7
187857,2
0,376991
29
Отношение Квт/ч в КДж
Энергия в Квт/ч
Энергия в Квт приведенная к часам
Энергия в КВТ на квадратный метр
Энергия с поправкой на высоту солнца
Лучистая энергия Солнца с поправкой на отражение и
поглощение
3600
0,052183
0,045376
0,120364
0,181298
0,226429
Все результаты наших наблюдений, полученные в течение года, мы
усреднили, занесли в таблицу и построили график изменения солнечной
постоянной на широте нашей Обсерватории, в условиях города.
Дата эксперимента
9 января
Значение
постоянной
0,12
22 января
15 февраля
26 февраля
0,480
0,562
0,420
9 марта
0,226
22 марта
5 апреля
0,64
0,384
16 Апреля
5 Мая
26 Мая
0,685
0,748
0,28
9 Июня
0,31
18 Июня
3Июля
0,79
0,385
16 Июля
5 Августа
17 Августа
0,822
0,815
0,367
3 Сентября
14 Сентября
0,7
0,29
9 Октября
0,19
солнечной Примечание
Было облачно, в расчёт
не взяли
Небольшая облачность,
в расчёт не взяли
Густые облака, в расчёт
не взяли
Небольшая облачность,
в расчёт не взяли
Было облачно, в расчёт
не взяли
Было облачно, в расчёт
не взяли
Небольшая облачность,
в расчёт не взяли
Небольшая облачность,
в расчёт не взяли
Было облачно, в расчёт
не взяли
Густые тучи, в расчёт не
взяли
30
25 Октября
4 Ноября
17 Ноября
0,646
0,580
0,15
7 Декабря
24 декабря
0,5
0,135
Было облачно, в расчёт
не взяли
Было облачно, в расчёт
не взяли
В расчет брались только наблюдения в ясный безоблачный день (т.к.
Май
Июнь
Июль
Август
Сентябрь
Октябрь
Ноябрь
Декабрь
0.480 0.562 0.62
Значение
Солнечной
постоянной
Апрель
Март
Февраль
Дата
наблюдения
Январь
облака могут поглощать до 80% лучистой энергии).
0.685
0.748
0.790
0.822
0.815
0.700
0.646
0.580
0.500
График изменения солнечной постоянной на широте нашей
Обсерватории, в условиях города в течение 2010 года
Таким образом, мы получили результат, заключающийся в том, что
количество лучистой энергии Солнца в течение года изменяется. Основную
31
часть в эти изменения вносит различная высота Солнца над горизонтом в
течение года (до 90%). Остальные составляющие в порядке убывания
следующие:
- от степени активности Солнца. В годы наибольшей активности
солнечной деятельности солнечная радиация увеличивается. Солнечная
постоянная в эти годы на 2% больше, чем в годы спокойного Солнца.
- от расстояния между Землей и Солнцем. Когда Земля находится в
перигелии, напряженность солнечной радиации примерно на 3,3% больше, а в
день летнего солнцестояния — 22 июня на 3,3% меньше, чем весной и осенью.
- от загрязнения (смога) в городе.
32
Заключение
Практическое определение солнечной постоянной на поверхности Земли
зависит от многих причин – от созданного прибора, от метеоусловий,
расположения места наблюдения и т.д. Поэтому получение значения солнечной
постоянной с учетом всех местных условий – это ее новое значение, которое
может внести вклад в науку о Солнце и Земле. Экспериментальное определение
солнечной постоянной в условиях города и ее отличие от солнечной
постоянной, определенной по данным внеатмосферных измерений имеет
важное значение.
Основными результатами данной работы являются:
 Изучен теоретический материал по Солнцу.
 Созданы два прибора для определения солнечной постоянной в условиях
города.
 Проведены наблюдения и определен ряд значений солнечной постоянной в
течение 2011 года на территории Обсерватории ННПООЦ «Бобек».
 Получены результаты наблюдений
в виде
графика значений солнечной
постоянной в условия города в течение года (примерно 0.500 кВт/м² в зимние
месяцы и примерно 0.800 кВт/м² в летние месяцы).
 Определены и исследованы причины ее отличия от солнечной постоянной,
определенной по данным внеатмосферных измерений (от 1.5 до 2.5 раз).
Основную часть в эти изменения вносит различная высота Солнца над
горизонтом в течение года (до 90%). Остальные составляющие в порядке
убывания следующие:
- от степени активности Солнца. В годы наибольшей активности солнечной
деятельности солнечная радиация увеличивается. Солнечная постоянная в эти
годы на 2% больше, чем в годы спокойного Солнца.
- от расстояния между Землей и Солнцем. Когда Земля находится в перигелии,
напряженность солнечной радиации примерно на 3,3% больше, а в день летнего
солнцестояния — 22 июня на 3,3% меньше, чем весной и осенью.
33
- от загрязнения (смога) в городе.
 Проведены
исследования установки солнечных батарей для нашей
обсерватории.
34
Литература
1. Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии. - М.: Наука 1971г.
2. Астрономический календарь. Постоянная часть. - М.: Наука 1981г.
3. Курышев В.И. Практикум по астрономии. - М.: Просвещение 1986г.
4. Андрианов Н.К., Марленский А.Д. Астрономические наблюдения в школе. М.: Просвещение 1987г.
5. Цесевич В.П. «Что и как наблюдать на небе», М, Наука, 1984г.
6. http://en.wikipedia.org/wiki/YCbCr)
7. http://www.bibliotekar.ru/astronomia/117.htm
35