Kako se saznalo koliko energije Sunce zrači?

Skoro vek i po, astronomi i geofizičari su uložili mnogo truda da odrede solarna konstanta. Ovo je naziv ukupne količine energije sunčevog zračenja svih valnih dužina, koja pada na površinu od 1 cm 2, postavljena okomito na sunčeve zrake izvan Zemljine atmosfere i na prosječnoj udaljenosti Zemlje od Sunca. Određivanje solarne konstante izgleda kao prilično jednostavan zadatak. Ali ovo je samo na prvi pogled. U stvari, istraživač se suočava s dvije ozbiljne poteškoće.

Prije svega, potrebno je stvoriti takav prijemnik zračenja koji bi jednakom osjetljivošću percipirao sve boje vidljive svjetlosti, kao i ultraljubičaste i infracrvene zrake - jednom riječju, cijeli spektar elektromagnetnih talasa. Podsjećamo čitaoca na to vidljivo svetlo, ultraljubičasto i rendgensko zračenje, gama zračenje, infracrveno zračenje i radio talasi u određenom smislu imaju istu prirodu. Njihova razlika jedna od druge je samo zbog frekvencije oscilacija elektromagnetno polje ili talasne dužine. U tabeli. 2 su lambda talasne dužine različiti regioni spektra elektromagnetnog zračenja, kao i frekvencija v u hercima i energija kvanta hv u elektron voltima).

As Table. 2, vidljivo područje, čija je dužina nešto manja od oktave, vrlo je mali dio cjelokupnog spektra elektromagnetnog zračenja, koji se proteže od gama zraka sa talasnom dužinom od hiljaditih dela nanometra do metarskih radio talasa, više od 46 oktava . Sunce zrači praktički u cijelom ovom gigantskom rasponu valnih dužina, a, kao što je već spomenuto, energija cijelog spektra mora se uzeti u obzir u solarnoj konstanti. Za tu namjenu najpogodniji su termalni prijemnici, na primjer termoelementi i bolometri, u kojima se izmjereno zračenje pretvara u toplinu, a očitavanja uređaja zavise od količine te topline, odnosno, u konačnici, od snage upadnog zračenja, ali ne i na njegov spektralni sastav.

Angstrom kompenzacijski pirheliometar, izumljen 1895. godine i naširoko korišten (sa manjim poboljšanjima), genijalno je konstruiran. Zamislite dva identična zapisa (napravljena od manganina) koji stoje jedan pored drugog. Obje su prekrivene platinasto crnom ili posebnim crnim lakom. Jedan od njih je osvijetljen i grijan sunčevim zracima, a drugi je zatvoren zavjesom. Prošao kroz zasjenjenu ploču struja takva sila (regulisana reostatom) da je njena temperatura jednaka temperaturi osvijetljene ploče. Snaga potrebna za kompenzacija solarno grijanje (otuda naziv uređaja - kompenzacijski pirheliometar) mjera je snage upadnog zračenja.

Prednost Angstrom pirheliometra je njegova jednostavnost, pouzdanost i dobra ponovljivost očitavanja. Zbog toga se u različitim zemljama koristi više od 85 godina. Ipak, mjerenja s njim zahtijevaju neke male, ali teško odredive korekcije. Prije svega, bez zacrnjenja (uključujući čađ, platinastu crnu, itd.) osigurava potpunu apsorpciju upadnih zraka. Deo njih (oko 1,5-2%) se reflektuje, a taj deo se može menjati sa talasnom dužinom. U tom smislu, u posljednje dvije decenije razvijeni su kavitetni uređaji. Šema jednog od njih (pirheliometar PAKRAD-3, komercijalno proizveden od strane Apple Laboratories, SAD) prikazana je na sl. jedan.

U gornju šupljinu l, formiran od cilindra 2, kornet 3 dvoslojni krnji konus 4, sunčevi zraci ulaze kroz preciznu dijafragmu 5. Termopil 6 omogućava vam da odredite povećanje temperature u gornjoj strukturi u odnosu na slične tačke u donjoj strukturi, raspoređene na potpuno isti način kao i gornja (samo je konus u njemu okrenut za 180 ° radi kompaktnosti). Snaga apsorbovanog zračenja jednaka je snazi ​​struje koja mora proći kroz namotaj 7, tako da kada je dijafragma zatvorena 5 uzrokovati isti porast temperature.

Budući da sunčevi zraci mogu pobjeći iz šupljine 1 tek nakon nekoliko refleksija, šupljina, pocrnjena iznutra istim lakom kao i ploče Angstrom pirheliometra, ima veliki koeficijent apsorpcije. Ona iznosi 0,997-0,998, au nekim slučajevima dostiže i 0,9995. To je prednost kavitetnih uređaja koji se široko koriste.

Druga poteškoća u određivanju solarne konstante dolazi iz Zemljine atmosfere. Potonji prigušuje svako zračenje, a slabljenje jako zavisi od talasne dužine. Plavi i ljubičasti zraci su prigušeni mnogo više od crvenih, a ultraljubičasti zraci su dodatno prigušeni. Zračenje s talasnom dužinom manjom od 300 nm općenito je potpuno blokirano Zemljinom atmosferom, kao i većina infracrvenih zraka. Osim toga, optička svojstva atmosfere su izuzetno varijabilna čak i po vedrom vremenu bez oblaka.

Zbog činjenice da se zraci različitih talasnih dužina različito prigušuju atmosferom, koeficijent transparentnosti se ne može pronaći posmatranjem u "belom svetlu" na instrumentima kao što su pirheliometri, koji beleže zračenje svih talasnih dužina koje se ne razlaže u spektar. Spektrometrijski instrument je apsolutno neophodan. Zapažanja na njemu omogućit će određivanje vrijednosti koeficijenta prozirnosti atmosfere odvojeno za brojne valne dužine. Tek nakon toga iz njih je moguće izračunati korekciju atmosfere na očitavanja pirheliometra.

Sve ovo otežava određivanje solarne konstante sa Zemljine površine. Nije iznenađujuće da su zapažanja napravljena, na primjer, u prošlom stoljeću, imala nisku tačnost, a različiti autori su dobili vrijednosti koje su se razlikovale za faktor 2 ili više.

Metodološki, najboljim među zemaljskim definicijama smatraju se radovi započeti 1900. godine i nastavljeni nekoliko decenija pod vodstvom C. Abbotta. Pokazali su rezultate koji su imali širenje od 2-3% oko prosječne vrijednosti. Sam Abbot je ovo širenje protumačio kao stvarne promjene sunčevog zračenja. Kasnije je, međutim, rafiniranija analiza istih ovih zapažanja pokazala da je rasipanje uzrokovano greškama koje su prvenstveno povezane s nedovoljnim razmatranjem nestabilnosti Zemljine atmosfere.

U međuvremenu, za meteorologiju i niz drugih nauka o Zemlji, kao i za astrofiziku (posebno fiziku planeta), i preciznije poznavanje ove količine i rješenje pitanja da li je solarna konstanta zaista konstanta, odnosno postoje li iu kojoj mjeri moguće fluktuacije sunčevog zračenja.

Najkardinalnije rješenje problema pruža se korištenjem umjetnih Zemljinih satelita. Sateliti dizajnirani samo za mjerenje solarne konstante redovno "rade" posljednjih 10-12 godina. Vađenje instrumenata iz atmosfere (naravno, uz poboljšanje samih instrumenata) omogućava određivanje tokova sunčevog zračenja sa neviđenom preciznošću - apsolutna vrijednost je do 0,3%, a moguće fluktuacije do 0,001% od vrijednosti. prosječna vrijednost. Ipak, i pored postignute tačnosti, problem fluktuacija solarne konstante nije u potpunosti riješen. Utvrđeno je samo da njihova amplituda (ako postoje) nije veća od 0,1-0,2%. Ne ulazeći dalje u raspravu o stabilnosti sunčevog zračenja, napominjemo da je sa tačnošću od 1% solarna konstanta 137 mW/cm 2, odnosno 1,96 cal (cm 2 min) -1.

Znajući vrijednost solarne konstante, možemo dobiti zanimljive podatke. Posmatrajmo neki dio zemljine površine i pretpostavimo da je ugao upada sunčevih zraka na njega 60° (visina Sunca iznad horizonta je 30°). U ovom slučaju, što je prilično tipično za uslove srednjih geografskih širina, otprilike 65% ukupnog toka sunčevog zračenja će doći do površine Zemlje, a ostatak će biti odgođen zbog atmosfere. Osvetljenost zemljine površine takođe se mora prepoloviti zbog kosog upada zraka. Lako je izračunati da pod ovim uslovima, područje veličine 5 × 10 km (jednako površini prosječnog grada) dobija od Sunca snagu od 22 miliona kW, odnosno više nego što će ga obezbijediti cijeli kompleks U Ekibastuzu se gradi 5 elektrana. Nadalje, znajući polumjer globusa, jednak 6.371 10 8 cm, lako je pronaći površinu " presjek„Zemlju (1.275 10 18 cm 2) i izračunajte da je snaga sunčevog zračenja koja pada na čitavu polovinu Zemljine površine koju obasjava Sunce ogromna – oko 1,7 10 14 kW. Da bismo to jasnije predstavili, dovoljno je reći da je upad sunčeve energije na dnevnu hemisferu Zemlje dovoljan da otopi blok leda zapremine 0,56 km 3 (1 km dug i 1 km širok i 560 m visok ) za 1 s ili zagrijati od 0 do 100 °C i zatim ispariti onoliko vode koliko je dostupno u jezeru Ladoga (908 km 3). Konačno, za 26 dana Sunce šalje više energije na Zemlju nego što je sadržano u svim istraženim i predviđenim rezervama uglja, nafte i gasa i drugih vrsta fosilnih goriva. Ove rezerve se procjenjuju na 13 10 12 tona tzv. standardnog goriva (tj. goriva sa kalorijskom vrijednošću od 7000 cal/g, odnosno 29,3 10 6 J/kg).

Energija svih vremenskih pojava, svih prirodni procesi, koji se dešavaju u zemljinoj atmosferi i hidrosferi, kao što su vetar, isparavanje okeana, transport vlage oblacima, padavine, potoci i reke i okeanske struje, kretanje glečera – sve je to u osnovi pretvorena energija sunčevog zračenja koja pao na Zemlju. Razvoj biosfere determinisan je toplotom i svetlošću, pa neke vrste goriva, kao i sva naša hrana, figurativni izraz K. A. Timiryazev, "postoje konzervirani sunčevi zraci."

Uzmimo drugi broj. Prosječna udaljenost Zemlje od Sunca (ili velike poluose Zemljine orbite) je 149,6 10 6 km. Dakle, ukupni luminozitet Sunca je 3,82 10 23 kW, ili 3,82 10 33 erg/s; ova vrijednost premašuje kapacitet najvećih tehničkih elektrana, kao što su naše najveće hidro i termoelektrane, za skoro 17 redova veličine.

Za predstavljanje sjaja zvijezda. Jednaka je luminoznosti Sunca, koja iznosi 3,827 × 10 26 W ili 3,827 × 10 33 Erg/s.

Konstantno izračunavanje

Možete izračunati količinu sunčeve energije koja pada na Zemlju upoređujući površinu kugle poluprečnika jednakog udaljenosti Zemlje od Sunca (centrirano u zvijezdi) i površinu presjeka napravljenog tako da os rotacije planete pripada ravni preseka.

• Poluprečnik Zemlje je 6.378 km.
• Površina presjeka Zemlje: S Zemlja = π×radijus² = 128.000.000 km²
• Prosječna udaljenost do Sunca: R Sunce = 150.000.000 km. (1 AU)
• Područje sfere: S Sunce = 4 × π × R Sun ² = 2,82 × 10 17 km².
• Količina energije po jedinici vremena koja pada na Zemlju: P Zemlja = P Sunce × S Zemlja /S Sunce = 1,77 × 10 17 W.
  • Količina energije (po jedinici vremena) po kvadratnom metru: P Zemlja /S Zemlja = 1387 W/m² (solarna konstanta)
  • Čovječanstvo otprilike troši 12×10 12 vati. Kolika je površina potrebna da bi se osigurala potrošnja energije? Najbolji solarni paneli imaju efikasnost od oko 33%. Potrebna površina je 12×10 12 /(1387×0,33) = 26×10 9 m² = 26.000 km², ili ~160×160 km². (Zapravo, potrebna je veća površina, jer sunce nije uvijek u zenitu, a osim toga, dio zračenja se raspršuje na oblacima i atmosferi.)

Linkovi

• I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd (2003). "Naše Sunce. V. Jarko mlado sunce u skladu s helioseizmologijom i toplim temperaturama na drevnoj Zemlji i Marsu". The Astrophysical Journal 583 (2): 1024-1039.

Wikimedia fondacija. 2010 .

Pogledajte šta je "Svjetlost Sunca" u drugim rječnicima:

U astronomiji, ukupna energija koju emituje izvor u jedinici vremena (u apsolutnim jedinicama ili u jedinicama sunčeve svjetlosti; solarni luminozitet = 3,86 1033 erg/s). Ponekad se ne govori o potpunom S., već o S. u određenom opsegu talasnih dužina. Na primjer, u…… Astronomski rječnik

Svjetlost je izraz koji se koristi za označavanje nekih fizičke veličine. Sadržaj 1 Fotometrijski sjaj 2 Svjetlost nebeskog tijela ... Wikipedia

Svjetlost zvijezde, intenzitet svjetlosti zvijezde, tj. količina koju zvijezda emituje svjetlosni tok zatvoren u jedinični čvrsti ugao. Izraz "svjetlost zvijezde" ne odgovara pojmu "svjetlina" opće fotometrije. S. zvijezde se mogu odnositi na ... Velika sovjetska enciklopedija

U tački na površini. jedna od svjetlosnih veličina, omjer svjetlosnog toka koji izlazi iz površinskog elementa i površine ovog elementa. Jedinica C. (SI) lumen s kvadratnom metru(lm/m2). Slična vrijednost u energetskom sistemu. količine zvane ...... Physical Encyclopedia

LUMINOSITET, apsolutni sjaj ZVEZDE je količina energije koju emituje njena površina u sekundi. Izražava se u vatima (džulima u sekundi) ili mjernim jedinicama za sjaj sunca. Bolometrijski luminozitet mjeri ukupnu snagu svjetlosti zvijezde po ... ... Naučno-tehnički enciklopedijski rečnik

LUMINOSITET, 1) u astronomiji, ukupna količina energije koju emituje svemirski objekat u jedinici vremena. Ponekad se govori o luminoznosti u određenom rasponu talasnih dužina, kao što je radio luminozitet. Obično se mjeri u erg/s, W ili u jedinicama ... ... Moderna enciklopedija Wikipedia

Nama najbliža zvijezda je, naravno, Sunce. Udaljenost od Zemlje do nje u smislu kosmičkih parametara je vrlo mala: od Sunca do Zemlje sunčeva svetlost traje samo 8 minuta.

Sunce nije običan žuti patuljak, kako se ranije mislilo. Ovo je centralno tijelo Sunčevog sistema, oko kojeg se planete okreću, sa velikim brojem teških elemenata. Ovo je zvijezda nastala nakon nekoliko eksplozija supernove, oko kojih je formiran planetarni sistem. Zbog lokacije, blizu idealnih uslova, nastao je život na trećoj planeti Zemlji. Sunce je već staro pet milijardi godina. Ali hajde da vidimo zašto sija? Kakva je struktura Sunca i koje su njegove karakteristike? Šta ga čeka u budućnosti? Koliko je značajan njegov uticaj na Zemlju i njene stanovnike? Sunce je zvijezda oko koje se vrti svih 9 planeta Sunčevog sistema, uključujući i našu. 1 a.u. (astronomska jedinica) = 150 miliona km - isto je i prosječna udaljenost od Zemlje do Sunca. Sunčev sistem obuhvata devet velikih planeta, stotinjak satelita, mnogo kometa, desetine hiljada asteroida (malih planeta), meteoroide i međuplanetarni gas i prašinu. U centru svega ovoga je naše Sunce.

Sunce sija već milionima godina, što potvrđuju savremena biološka istraživanja dobijena iz ostataka plavo-zeleno-plavih algi. Promijenite temperaturu površine Sunca za najmanje 10% i na Zemlji bi sav život umro. Stoga je dobro da naša zvijezda ravnomjerno zrači energiju neophodnu za prosperitet čovječanstva i drugih stvorenja na Zemlji. U religijama i mitovima naroda svijeta Sunce je oduvijek zauzimalo glavno mjesto. Gotovo kod svih naroda antike Sunce je bilo najvažnije božanstvo: Helios - kod starih Grka, Ra - bog Sunca kod starih Egipćana i Yarilo kod Slovena. Sunce je donosilo toplinu, žetvu, svi su ga poštovali, jer bez njega ne bi bilo života na Zemlji. Veličina Sunca je impresivna. Na primjer, masa Sunca je 330.000 puta veća od mase Zemlje, a njegov polumjer je 109 puta veći. Ali gustina našeg zvjezdanog tijela je mala - 1,4 puta veća od gustine vode. Kretanje mrlja na površini uočio je i sam Galileo Galilei, čime je dokazao da Sunce ne miruje, već rotira.

konvektivna zona sunca

Radioaktivna zona je oko 2/3 unutrašnjeg prečnika Sunca, a radijus je oko 140 hiljada km. Udaljavajući se od centra, fotoni gube energiju pod utjecajem sudara. Ovaj fenomen se naziva fenomen konvekcije. Ovo podsjeća na proces koji se odvija u kotlu koji ključa: energija iz koje dolazi grijaći element, mnogo više od količine koja se uklanja kondukcijom. Vruća voda, koji se nalazi u blizini vatre, diže se, a hladniji pada. Ovaj proces se zove konvencija. Značenje konvekcije je da se gušći gas raspoređuje po površini, hladi i ponovo ide u centar. Proces miješanja u konvektivnoj zoni Sunca je kontinuiran. Gledajući kroz teleskop na površinu Sunca, možete vidjeti njegovu zrnastu strukturu - granulacije. Osjećaj je da se sastoji od granula! To je zbog konvekcije koja se javlja ispod fotosfere.

fotosfere sunca

Tanak sloj (400 km) - fotosfera Sunca, nalazi se neposredno iza konvektivne zone i predstavlja "pravu sunčevu površinu" vidljivu sa Zemlje. Prvi put je granule na fotosferi fotografisao Francuz Janssen 1885. godine. Prosječna granula ima veličinu od 1000 km, kreće se brzinom od 1 km/sec i postoji oko 15 minuta. Tamne formacije na fotosferi se mogu uočiti u ekvatorijalnom dijelu, a zatim se pomiču. Najjača magnetna polja su obeležje takvih mrlja. ALI tamne boje dobiveno zbog niže temperature u odnosu na okolnu fotosferu.

Hromosfera Sunca

Solarna hromosfera (obojena sfera) je gust sloj (10.000 km) sunčeve atmosfere, koji se nalazi neposredno iza fotosfere. Prilično je problematično posmatrati hromosferu, zbog njene blizine fotosferi. Najbolje se vidi kada Mjesec zatvori fotosferu, tj. tokom pomračenja Sunca.

Solarni prominenci su ogromne emisije vodonika nalik na užarene dugačke niti. Prominence se dižu na velike udaljenosti, dostižući prečnik Sunca (1,4 miliona km), kreću se brzinom od oko 300 km/sec, a temperatura u isto vreme dostiže 10.000 stepeni.

Solarna korona je spoljašnji i produženi slojevi Sunčeve atmosfere, koji potiču iznad hromosfere. Dužina solarne korone je veoma duga i dostiže nekoliko solarnih prečnika. Na pitanje gdje tačno završava, naučnici još nisu dobili definitivan odgovor.

Sastav solarne korone je razrijeđena, visoko jonizirana plazma. Sadrži teške ione, elektrone sa jezgrom helija i protone. Temperatura korone dostiže od 1 do 2 miliona stepeni K, u odnosu na površinu Sunca.

Sunčev vjetar je kontinuirano otjecanje materije (plazme) iz vanjskog omotača sunčeve atmosfere. Sastoji se od protona, atomskih jezgara i elektrona. Brzina sunčevog vjetra može varirati od 300 km/sec do 1500 km/sec, u skladu sa procesima koji se odvijaju na Suncu. Sunčev vjetar se širi svuda Solarni sistem i interakciju sa magnetsko polje Zemlja uzrokuje razne pojave, od kojih je jedna i sjeverno svjetlo.

Karakteristike Sunca

Masa Sunca: 2∙1030 kg (332.946 Zemljinih masa)
Prečnik: 1.392.000 km
Radijus: 696.000 km
Prosječna gustina: 1.400 kg/m3
Aksijalni nagib: 7,25° (u odnosu na ravan ekliptike)
Temperatura površine: 5.780 K
Temperatura u centru Sunca: 15 miliona stepeni
Spektralna klasa: G2 V
Prosječna udaljenost od Zemlje: 150 miliona km
Starost: 5 milijardi godina
Period rotacije: 25.380 dana
Svjetlost: 3,86∙1026W
Prividna magnituda: 26,75m

Zvijezde bacaju u svemir ogromnu količinu, gotovo u potpunosti predstavljenu različite vrste zraci. Ukupna energija zračenja zvijezde, emitirana tokom određenog vremenskog perioda - to je sjaj zvijezde. Indeks sjaja je veoma važan za proučavanje svetiljki, jer zavisi od svih karakteristika zvezde.

Prva stvar koju treba primijetiti kada govorimo o sjaju zvijezde je da ga je lako pomiješati s drugim parametrima zvijezde. Ali u stvari, sve je vrlo jednostavno - samo trebate znati za šta je svaka karakteristika odgovorna.

Svjetlost zvijezde (L) odražava prvenstveno količinu energije koju zvijezda emituje - i stoga se mjeri u vatima, kao i svaka druga kvantitativna karakteristika energije. Ovo je objektivna vrijednost: ne mijenja se kada se posmatrač kreće. Ovaj parametar je 3,82 × 10 26 W. Indikator sjaja naše zvijezde se često koristi za mjerenje sjaja drugih zvijezda, što je mnogo pogodnije za poređenje - tada se označava kao L ☉, (☉ je grafički simbol Sunca.)

Očigledno, najinformativnija i najuniverzalnija karakteristika među gore navedenim je svjetlina. Budući da ovaj parametar na najdetaljniji način prikazuje intenzitet zračenja zvijezde, pomoću njega se mogu saznati mnoge karakteristike zvijezde - od veličine i mase do intenziteta.

Osvetljenost od A do Z

Nije potrebno dugo da se pronađe izvor zračenja u zvijezdi. Sva energija koja može napustiti svjetiljku nastaje u procesu reakcija termonuklearne fuzije. Atomi vodika, spajajući se pod pritiskom gravitacije u helijum, oslobađaju ogromnu količinu energije. A u zvijezdama ne samo vodonik, već i helijum "gori" masivnije - ponekad čak i masivniji elementi, do željeza. Energija se tada dobija višestruko više.

Količina energije koja se oslobađa tijekom nuklearne reakcije direktno ovisi o tome - što je veća, to više gravitacija sabija jezgro zvijezde, a više vodika se istovremeno pretvara u helij. Ali ne sama nuklearne energije određuje sjaj zvijezde - na kraju krajeva, ona također mora biti zračena prema van.

Ovdje dolazi do izražaja područje zračenja. Njegov uticaj u procesu prenosa energije je veoma velik, što se lako provjerava iu svakodnevnom životu. Žarulja sa žarnom niti, čija se nit zagrijava do 2800 ° C, neće značajno promijeniti temperaturu u prostoriji za 8 sati rada - a obična baterija s temperaturom od 50–80 ° C moći će zagrijati prostoriju do primetne zagušljivosti. Razlika u efikasnosti je uzrokovana razlikama u količini površine koja zrači energiju.

Omjer površine jezgra zvijezde i njenog jezgra često je srazmjeran proporcijama žarulje sijalice i baterije - promjer jezgra može biti samo desethiljaditi dio ukupnog prečnika zvijezda. Dakle, na sjaj zvijezde ozbiljno utječe površina njene zračeće površine - to jest, površina same zvijezde. Temperatura ovdje nije toliko značajna. Užarenost površine zvijezde je 40% manja od temperature Sunčeve fotosfere – ali zbog svoje velike veličine, njena svjetlost premašuje sunčevu 150 puta.

Ispada da je u izračunavanju sjaja zvijezde uloga veličine važnija od energije jezgra? Ne baš. Plavi divovi sa visokim sjajem i temperaturom imaju sličnu luminoznost kao i crveni supergiganti, kojih je mnogo veće veličine. Osim toga, najmasivnija i jedna od najtoplijih zvijezda, ima najveći sjaj od svih poznatih zvijezda. Prije otkrića novog rekordera, time se završava rasprava o najvažnijem parametru za osvjetljenje.

Upotreba luminoziteta u astronomiji

Dakle, luminoznost prilično precizno odražava i energiju zvijezde i njenu površinu - zbog čega je uključena u mnoge klasifikacijske karte koje koriste astronomi za upoređivanje zvijezda. Među njima je vrijedno istaknuti dijagram

Da li se luminoznost Sunca mijenja?

NAJSTARIJI GLACIANS

Istorijska geologija svjedoči da su se u prethodnim geološkim epohama s vremena na vrijeme dešavala zahlađenja. Najranija uspostavljena glacijacija bila je 2500 miliona godina udaljena od naših dana. Geolozi sude o postojanju glacijalnih epoha u dalekoj prošlosti na osnovu nalaza takozvanih tilita - nerazvrstanih stijena, uključujući gromade i glinu, nastalih pod djelovanjem glečera. Ako uzmemo u obzir manifestacije svih glavnih glacijacija poznatih u geološkoj povijesti, ne može se ne obratiti pažnja na njihovu neravnomjernu distribuciju tokom vremena. Nakon nekoliko faza koje su se desile prije otprilike 2500-2200 miliona godina, došlo je do dugog prekida, mjerenog u 1500 miliona godina, kada nije bilo glacijacije. Prije otprilike 900 miliona godina, glacijacije su se nastavile i počele su se javljati u intervalima od 50-100 miliona godina. Pored jakog zahlađenja, koje je izazvalo snažne glacijacije na Zemlji, bilo je i slabijih temperaturnih minimuma, kada je hlađenje bilo nedovoljno za rasprostranjena led na planeti.

Karakteristika glacijacija je bila da su se dogodile u nepovoljnim uslovima za njihovu manifestaciju (klima na Zemlji je bila vruća, nije bilo jasne podjele na klimatske zone). Ipak, oštro zahlađenje zahvatilo je cijelu planetu, bez obzira na geografsku širinu. Na primjer, tragovi gornje proterozojske glacijacije, koja se dogodila prije 900 miliona godina, pronađeni su na različitim mjestima na planeti, bez obzira na geografsku širinu. Glacijalne formacije (tiliti) često su podložne i/ili prekrivene sedimentima nastalim u vrućim klimama. Ove činjenice ukazuju da je hlađenje nastupilo relativno brzo, a zatim isto tako naglo završilo. Mala debljina glacijalnih formacija ukazuje na kratko trajanje hladnih perioda.

Ove karakteristike drevnih ledenih doba ne dopuštaju da se povezuju s bilo kakvim "kopnenim uzrocima", na primjer, procesima izgradnje planina ili promjenama u konfiguraciji kopna i mora. Uostalom, u tim dalekim „vremenima nije bilo visoke planine, a fluktuacije nivoa okeana mijenjale su se vrlo sporo. Nema razloga da se drevne glacijacije objašnjavaju izbijanjem vulkanske aktivnosti, jer ne postoje korelacije između perioda pojačanog vulkanizma i glacijacija: intenzivni vulkanski procesi na Zemlji su se dešavali vrlo često, a glacijacije su se dešavale samo nekoliko puta u njenoj istoriji. Moguće je da su u nekim slučajevima vulkanske erupcije doprinijele intenzivnijem razvoju glacijacije, ali nisu mogle biti njen primarni uzrok. Takve pojave kao što su promjene nagiba Zemljine ose ili zagađenje zemljine atmosfere prašinom (zemaljske ili svemirske) ne mogu uzrokovati pad globalne temperature za desetine stupnjeva. L.I. Salop i brojni drugi naučnici su skloni vanzemaljskom uzroku drevnih glacijacija. Najprirodnije je glacijacije objasniti promjenama u sjaju Sunca. Očigledno, postoje određeni ritmovi: otprilike svakih 80-100 miliona godina, osvjetljenje opada i nekoliko miliona godina se ispostavi da je ispod prosječnih vrijednosti.

Stadijalna priroda glacijacija i njihova periodičnost ukazuju na postojanje većih ritmova sunčeve svjetlosti. Posljednjih 900 Ma karakteriziraju epizodne faze glacijacija. Dalje, u magli vremena, otkriven je period odsustva glacijacije, koji je trajao 1500 miliona godina. Čak i dalje od našeg vremena, glacijacije se ponovo pojavljuju, ali ne tako dugo. Ne može se isključiti da su fluktuacije u sjaju Sunca bile i ranije, ali se one nisu manifestovale u vidu glacijacija, jer je temperatura na Zemlji tada bila visoka i nije padala ispod 0°C tokom faze hlađenja. . Ako je naša pretpostavka tačna, onda možemo govoriti o periodičnosti oscilacija sunčeve svjetlosti. U određenom vremenskom periodu Sunce se ponaša kao stacionarna zvijezda, a zatim, približno isti period, pulsira u periodu od 80-100 miliona godina. Glacijacije označavaju vremenske intervale kada je osvjetljenje Sunca opadalo, a temperatura na površini planete opala. Postoje li dokazi o suprotnom fenomenu - epizodičnom povećanju sjaja Sunca? Istorija Zemlje ne daje definitivan odgovor na ovo pitanje. Povećanje sjaja Sunca trebalo je da dovede do zagrijavanja Zemljine površine i, posljedično, porasta temperature vode, a to bi izazvalo promjene u ekološkoj situaciji. Geolozi su takve promjene zabilježili više puta, ali jesu li one povezane s porastom temperature još je teško reći.

HOĆE LI MARS PRIČATI O ISTORIJI ZEMLJE?

U proučavanju fluktuacija u luminoznosti Sunca može pomoći proučavanje istorije Marsa. Kao što znate, temperatura na njegovoj površini kreće se od -120°C noću do +20°C tokom dana. Međutim, bilo je perioda u istoriji Marsa kada je temperatura rasla još više i reke su tekle kroz Mars. Takva zatopljenja su se na Marsu dešavala u više navrata, ali naučnici još uvijek ne mogu precizno odrediti vrijeme ovih toplih epoha, jer ne postoje apsolutna datiranja starosti stena planete. Vjeruje se da tečna voda na površini Marsa nije posljedica kiše, već topljenja podzemnog leda. Voda je, napuštajući otopljeno tlo, jurila u njome razvijene riječne doline, da bi potom ponovo otišla u tlo unutar ogromnih bezvodnih depresija. Ne postoji konsenzus o uzrocima zagrijavanja na Marsu. Mnogi vjeruju da je otapanje podzemnog leda uzrokovano aktivacijom dubinskih procesa i prije svega vulkanskom aktivnošću. Teško je složiti se s ovim zaključkom, budući da je endogena aktivnost na Marsu bila intenzivna u ranom periodu njegove povijesti (prije 2,5 milijardi godina), dok je aktivnost erozije vode, naprotiv, bila karakteristična za posljednjih 2,5 milijardi godina. Riječne doline na Marsu obično se nalaze na velikoj udaljenosti od vulkanskih masa. A energetski je teško zamisliti mehanizam epizodnog zagrijavanja cijele planete vulkanskim erupcijama.

Postoji više razloga da se zagrevanje na Marsu poveže sa povećanjem sjaja Sunca. Povećanje topline koja dolazi iz njega dovelo je do značajnog povećanja temperature na površini Marsa, uslijed čega se smrznuto tlo počelo topiti. Višak vode sa nekih mesta je počeo da teče na druga, gde je nivo podzemne vode bio niži. Savremeno poznavanje Marsa omogućava razlikovanje najmanje dva stupnja fluvijalne (vodene erozije) aktivnosti na njegovoj površini. Najranija od njih, kada su položene drevne doline - Uzboy, Ladon, Maadim, Bahram - datira prije otprilike 2500 godina. Mlađi fluvijalni stadij, kada su se formirale doline Kasei, Tiu, Simud, Vedra, Maja i druge, pada na posljednju milijardu godina istorije Marsa.

DVA STANJA SUNCA?

Ako uporedimo epohe glacijacije Zemlje i epohe fluvijalnih procesa na Marsu, onda se one približno vremenski podudaraju. Možda to nije slučajno, jer se tokom ovih perioda sunčeva svjetlost mijenjala kako u smjeru naglog povećanja tako i u pravcu smanjenja. Povećanje se očitovalo na Marsu u obliku fluvijalnih faza, a smanjenje na Zemlji - u obliku ledenih epoha. Ako su ove pretpostavke tačne, onda dnevno svjetlo ima dvije vrste stanja koje se povremeno mijenjaju. Prvi je relativno tih, tipičan za epohu od 2250 Ma do 900 Ma, kada nije bilo značajnijih promjena u intenzitetu sjaja. Drugi je kontrastni, kada su se pojavile i faze pojačanja i faze smanjenja osvjetljenja. Živimo u kontrastnoj epohi koja traje već 900 miliona godina.

Šta je razlog za tako oštre fluktuacije u sjaju Sunca? Uostalom, smatra se stacionarnom zvijezdom, a fluktuacije solarne konstante ne prelaze 0,3% (što je potpuno nedovoljno za globalnu glacijaciju). Nedavno, međutim, neki astrofizičari priznaju mogućnost značajnijih fluktuacija sunčeve svjetlosti. Poznato je da je broj solarnih neutrina registrovanih zemaljskim uređajima bio mnogo manji nego što bi trebao biti prema teorijskim proračunima. Dakle, prema modelu koji je predložio W. Fowler (1972), visoke temperature, neophodni za pobuđivanje nuklearnih procesa, uspostavljaju se u unutrašnjim dijelovima Sunca periodično u određenim vremenskim intervalima - reda veličine 200-300 miliona godina. Kada se te temperature dostignu, vruća plazma se diže zbog konvektivne nestabilnosti i miješa se s relativno hladnom materijom blizu površine. Kao rezultat toga, luminoznost Sunca opada za oko 35%, a temperatura na Zemlji za 30°C ili više. Ovo stanje traje oko 10 miliona godina. Ova hipoteza, naravno, nailazi na određene zamjerke. Na primjer, dobijeni su podaci koji ukazuju na mogućnost postojanja mase mirovanja za neutrine, a to može dovesti do toga da se neutrini koje emituje Sunce transformišu na takav način da se ne mogu detektovati prihvaćenim metodama. Problem koji se razmatra razmatra se samo na kvalitativnom nivou. Da bi se riješilo pitanje koliko se mora smanjiti sjaj Sunca da bi izazvao glacijaciju, potrebni su posebni proračuni. Očigledno, govorimo o smanjenju osvjetljenja za 10% ili više.

Vrijedi samo naglasiti da je analiza geoloških podataka koji ukazuju na promjenu temperature zemljine površine tokom vremena jedini način da se otkriju i procijene fluktuacije sunčeve svjetlosti koje su se dešavale prije milion i milijardi godina. Naučnici još nemaju direktan način da uspostave tako produžene cikluse fluktuacija u luminoznosti Sunca. Dakle, ostaje samo indirektan način - tražiti tragove pulsiranja Sunca u istoriji planeta koje se okreću oko njega. Obratimo pažnju na još jednu okolnost. Među astronomima i geofizičarima rasprostranjeno je gledište da je tokom formiranja Zemlje, tj. Prije 4,6 milijardi godina, nivo sunčevog zračenja bio je 40% manji nego sada, a od tada, pa sve do danas, raste. Stoga bi temperatura na Zemlji trebala postepeno rasti. Podaci "kamene kronike" Zemlje svjedoče o suprotnom - temperatura na površini planete postepeno se smanjivala. Dakle, prije 3,8 milijardi godina, na osnovu određivanja odnosa izotopa kisika u silicijumskim naslagama serije Isua (Grenland), temperatura je bila u rasponu od 90-150°C. Prije tri milijarde godina kretala se između 90 i 65°C, a zatim se postepeno smanjivala do danas. Tek će buduća istraživanja pokazati kako izaći iz ove kontradikcije.

• Autor članka I.A. Rezanov, doktor geoloških i mineraloških nauka, Institut za istoriju prirodnih nauka i tehnologije Ruske akademije nauka. S.I. Vavilov
• Priprema i puštanje u rad projekta "Astrogalaksija" 15.09.2007