Жаропонижающие средства для детей назначаются педиатром. Но бывают ситуации неотложной помощи при лихорадке, когда ребенку нужно дать лекарство немедленно. Тогда родители берут на себя ответственность и применяют жаропонижающие препараты. Что разрешено давать детям грудного возраста? Чем можно сбить температуру у детей постарше? Какие лекарства самые безопасные?
Или 3,827·10 33 эрг /с .
Расчёт константы
Светимость Солнца можно вычислить путём измерения количества энергии, попадающей в единицу времени на единичную площадку, находящуюся в окрестностях Земли (на расстоянии 1 а. e. от Солнца) и повёрнутую перпендикулярно к направлению падения солнечных лучей. Этот поток энергии называется солнечной постоянной , он равен в среднем A = 1361 Вт/м² (вариации связаны в основном с периодическими изменениями солнечной активности, они составляют около 0,1 %). Площадь сферы с радиусом R = 1 а. e. = 149 597 870 691 м равна S = 4πR 2 ≈ 2,8123·10 23 м 2 ; следовательно, эту сферу пересекает поток энергии, равный AS = 3,827·10 26 Вт .
Другой метод вычисления солнечной светимости основан на том факте, что Солнце с большой степенью точности представляет собой абсолютно чёрное тело . В результате количество энергии, излучаемой в секунду с единицы площади поверхности Солнца, зависит только от его температуры T , согласно закону Стефана - Больцмана : L ☉ = σT 4 ×S ☉ , где σ - постоянная Стефана - Больцмана, S ☉ = 4π - площадь поверхности Солнца.
См. также
Ссылки
- I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd (2003). «Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars ». The Astrophysical Journal 583 (2): 1024-1039.
Wikimedia Foundation . 2010 .
- Тюрго, Анн Роберт Жак
- Далла Торре, Карл Вильгельм фон
Смотреть что такое "Солнечная светимость" в других словарях:
Светимость Солнца - Солнечная светимость, единица светимости, обычно используемая астрономами для представления светимости звёзд. Равна светимости Солнца, составляющей 3,827 × 1026 Вт или 3,827 × 1033 Эрг/с. Расчёт константы Вы можете рассчитать количество солнечной … Википедия
Солнечная масса - Солнечная масса, или масса Солнца внесистемная единица измерения массы, применяющаяся в астрономии для выражения массы звёзд и других астрономических объектов (например, галактик). Она обозначается через и равна массе Солнца: = (1,98892 ± 0 … Википедия
Солнечная активность - Последние 30 лет солнечной активности. Солнечная активность комплекс явлений и процессов, связанных с образованием и распадом в солнечной атмосфере сильных магнитных полей. Сод … Википедия
Солнечная постоянная - Солнечная постоянная суммарный поток солнечного излучения, проходящий за единицу времени через единичную площадку, ориентированную перпендикулярно потоку, на расстоянии одной астрономической единицы от Солнца вне земной атмосферы. По данным … Википедия
Звезда - У этого термина существуют и другие значения, см. Звезда (значения). Плеяды Звезда небесное тело, в котором идут, шли или будут идти … Википедия
Звезда (астрономия)
Звезды - Другие значения слова «звезда» см. в статье Звезда (значения). Плеяды, звёздное скопление Звезда небесное тело, в котором происходят, происходили или будут происходить ядерные реакции. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в которой идут… … Википедия
Будущее Земли - Выжженная Земля после перехода Солнца в фазу красного гиганта в представлении художника … Википедия
Солнечный радиус - В астрономии солнечный радиус единица длины, используемая для выражения размеров звёзд. Она равна радиусу Солнца и составляет = 6,960·108 м = 0,004652 астрономической единицы. Радиус Солнца примерно равен 109 радиусам Земли. См. также… … Википедия
Стандартные физические характеристики астероида - Для большинства пронумерованных астероидов известны всего несколько физических параметров. Всего несколько сотен астероидов имеют собственные страницы в Википедии, на которых содержится название, обстоятельства открытия, таблица элементов орбиты… … Википедия
Светимостью звезды именуют общую мощность электрического излучения звезды, уходящего от него в галлактическое место.
Светимость Солнца составляет 3,827·1026 Вт (в системе СИ) либо 3,827·1033 эрг/сек (в системе СГС). Астрологи употребляют светимость Солнца в качестве единицы измерения светимости звезд и галактик.
За год Солнце высвечивает в космос энергию 1,2·1034 Дж = 3,4·1018 тераватт-часов. Раз в секунду масса Солнца миниатюризируется на 4,3 млн тонн в силу эквивалентности массы и энергии (E = mc2). За гипотетичные 4,5 млрд лет собственного существования Солнце потеряло 6·1026 кг, что соответствует 0,03% массы Солнца.
На Землю попадает приблизительно 2 миллиардных толики этой энергии, из которых ~37% (альбедо Земли) сходу отражается назад в космос. Земля поглощает около 1 млрд тераватт-часов солнечной энергии в год. Для сопоставления мировое создание электроэнергии составляет около 20 тыщ тераватт-часов в год, другими словами, 0,002% от солнечной энергии.
Источники:
Все звезды имеют цвет. От красных карликов и красных гигантов до белых и желтых звезд, до синих гигантов и супергигантов. Цвет звезды зависит от температуры. Когда фотоны вырываются изнутри звезды в космос, они имеют разные количества энергии. может испускать инфракрасный, красный, синий и ультрафиолетовый свет в одно и то же время. Они даже испускают рентгеновское излучение и .
Если звезда холодная, менее 3,500 Кельвин, его цвет будет красным. Это из-за того, что испускается больше красных фотонов, чем любых других в видимом свете. Если звезда очень горячая, свыше 10,000 Кельвин, ее цвет будет синим. И снова, потому что там больше синих фотонов, струящихся из звезды.
Температура Солнца приблизительно равна 6,000 Кельвин. Солнце, и звезды как наше Солнце, выглядят белыми. Это из-за того, что мы наблюдаем все различные цветные фотоны, исходящий из Солнца в одно и то же время. Когда вы складываете эти цвета, вы получаете чистый белый.
Белый цвет внутри этого черного квадрата приблизительно цвет Солнца.
Так почему Солнце выглядит желтым здесь на Земле? Атмосфера Земли рассеивает солнечный свет, удаляя более короткие длины волн света - синий и фиолетовый. Как только вы удалите эти цвета из спектра света, исходящие от Солнца, оно выглядит желтым. Но если вы бы полетели и посмотрели Солнце из космоса, цвет Солнца был бы чистым белым.
Температура Солнца
Поверхность Солнца, часть, которую мы видим, называется фотосфера. Фотоны, струящиеся от поверхности Солнца различны по температуре от 4500 Кельвин до более 6000 Кельвин. Средняя температура Солнца около 5800 Кельвин. В других единицах измерения, Солнце - 5500°C или 9,900°F.
Фотосфера Солнца. Предоставлено: NASA/SOHO.
Но это только средняя температура. Отдельные фотоны могут быть холоднее и краснее, или горячее и синее. Цвет Солнца, который мы видим здесь на Земле, в среднем это все фотоны, струящиеся от Солнца.
Но это только поверхность. Солнце сдерживается вместе взаимной гравитацией своей массы. Если бы вы могли спуститься вниз Солнца, вы бы почувствовали, что температура и давление увеличиваются на всем пути к ядру. И вниз к ядру температуры достигают 15.7 миллионов Кельвин. При таком давлении и температуре уже может иметь место водородный ядерный синтез. Это где атомы водорода соединяются вместе в гелий, выпуская фотоны гамма радиации. Эти фотоны выпускаются и поглощаются атомами в Солнце, когда они медленно прокладывают свой путь в космос. Может занять 100,000 лет для того, чтобы фотон, образовавшийся в ядре, в конце концов, достиг фотосферы и совершил скачок в космос.
Поверхность Солнца
Возможно, наиболее знакомая особенность на поверхности Солнца - это солнечные пятна. Это относительно более холодные регионы на поверхности Солнца, где линии магнитного поля пронизывают поверхность Солнца. Солнечные пятна могут быть источником солнечных вспышек и выбросов корональной массы.
Вид поверхности Солнца с научного японского спутника Hinode.
Когда мы смотрим на Солнце, мы замечаем, что центр Солнца выглядит гораздо ярче, чем границы. Это называется "затемнением лимба" и происходит, потому что мы наблюдаем свет, который прошел через поверхность Солнца под углом, и имел больше преград - и поэтому темнее.
С хорошим телескопом (и даже лучшим солнечным фильтром), возможно увидеть, что фотосфера не гладкая. Вместо этого, она покрыта конвекционными ячейками, называемыми гранулами. Они вызваны конвекционными потоками плазмы внутри конвекционной зоны Солнца. Горячая плазма поднимается в столбах через этот конвекционный регион Солнца, выпускает свою энергию и затем охлаждается и погружается. Представьте пузыри, поднимающиеся к поверхности в кипящей воде. Эти гранулы могут быть 1000 км в ширину и существовать 8-20 минут до рассеивания.
Огромные выбросы корональной массы могут также быть видны выстреливающими с поверхности Солнца. Они создаются, когда свернувшееся магнитное поле Солнца резко обрывается и разъединяется. Это разъединение выпускает огромное количество энергии, и выбрасывает заряженную плазму в космос. Когда эта плазма достигает Земли, она создает красивые полярные сияния, лучше всего видимые на полюсах Земли.
Светимость Солнца
Астрономы измеряют яркость звезд различными инструментами, но им нужен способ для сравнения. Вот, где появляется наше Солнце. Как каждый знает, Солнце отдает примерно 3.839 x 10 33 ерг в секунду энергии. Другие звезды во Вселенной могут только отдавать долю солнечной светимости, или несколько кратных ей. Наше Солнце - это звездный критерий.
Массивный выброс корональной массы. Эта фотография показывает размер Земли для сравнения (вверху слева). Предоставлено: NASA / SDO / J. Major.
Представьте, что Солнце окружено рядами прозрачных сфер - как слои лука. Количество энергии, солнечная светимость, проходящее через каждую из этих сфер каждую секунду, - всегда одно и то же. Тем не менее, область поверхности сферы становится больше и больше. Это то, почему дальше вы получаете от звезды меньше света, который видите.
Это называется законом обратных квадратов, и позволяет астрономам вычислять солнечную светимость; фактически, это позволяет им вычислять светимость всех звезд. Ученые отправляли миссии в космос, которые измеряют общее количество энергии, падающей на их датчики. Из этой информации, астрономы могут вычислять, сколько энергии падает на всю Землю, а затем и сколько приходит от Солнца.
И это также работает и для звезд. Космический корабль обнаруживает светимость другой звезды, факторы в расстоянии и помогает вычислить первоначальную светимость звезды.
Хотя наше Солнце стабильное, оно испытывает незначительные изменения в солнечной светимости. Эти изменения вызваны солнечными пятнами, которые затемняют регионы, и яркими структурами на солнечном диске в течение 11-ти летнего солнечного цикла. Подробные измерения, проводимые в течение последних 30 лет, обнаружили, что они не достаточны, чтобы привести к ускорению глобального потепления, которое мы обнаруживаем здесь на Земле.
Каким же образом стало известно, сколько энергии излучает Солнце?
На протяжении почти полутора столетий астрономы и геофизики затратили много усилий для того, чтобы определить солнечную постоянную. Так называется полное количество энергии солнечного излучения всех длин волн, падающее на площадку в 1 см 2 , поставленную перпендикулярно солнечным лучам вне земной атмосферы и на среднем расстоянии Земли от Солнца. Определение солнечной постоянной кажется довольно простой задачей. Но это только на первый взгляд. В действительности же исследователь сталкивается с двумя серьезными трудностями.
Прежде всего необходимо создать такой приемник излучения, который с одинаковой чувствительностью воспринимал бы все цвета видимого света, а также ультрафиолетовые и инфракрасные лучи - одним словом, весь спектр электромагнитных волн. Напомним читателю, что видимый свет, ультрафиолетовое и рентгеновское излучение, гамма-лучи, инфракрасное излучение и радиоволны в определенном смысле имеют одинаковую природу. Отличие их друг от друга обусловлено лишь частотой колебаний электромагнитного поля или длиной волны. В табл. 2 указаны длины волн лямбда различных областей спектра электромагнитного излучения, а также частоты v в герцах и энергии квантов hv в электронвольтах).
Как показывает табл. 2, видимая область, имея протяженность немного менее октавы, составляет весьма небольшую часть всего спектра электромагнитного излучения, простирающегося от гамма-лучей с длиной волны в тысячные доли нанометра до метровых радиоволн, более чем на 46 октав. Солнце излучает практически во всем этом гигантском диапазоне длин волн, и в солнечной постоянной должна учитываться, как уже сказано, энергия всего спектра. Наиболее подходящими для этой цели являются тепловые приемники, например, термоэлементы и болометры, в которых измеряемое излучение превращается в тепло, а показания прибора зависят от количества этого тепла, т. е. в конечном счете - от мощности падающего излучения, но не от его спектрального состава.
Остроумно устроен компенсационный пиргелиометр Ангстрема, изобретенный в 1895 г. и получивший (с непринципиальными усовершенствованиями) широкое распространение. Представьте себе две рядом стоящие одинаковые пластинки (из манганина). Обе они покрыты платиновой чернью или специальным черным лаком. Одна из них освещается и нагревается солнечными лучами, а другая закрыта шторкой. Через затененную пластинку пропускается электрический ток такой силы (регулируется реостатом), чтобы ее температура была равна температуре освещенной пластинки. Мощность тока, необходимая для компенсации солнечного нагрева (отсюда и название прибора - компенсационный пиргелиометр) является мерой мощности падающего излучения.
Достоинство пиргелиометра Ангстрема в его простоте, надежности и хорошей воспроизводимости показаний. Именно поэтому он уже более 85 лет применяется в разных странах. Тем не менее измерения с ним нуждаются во внесении некоторых небольших, но трудноопределяемых поправок. Прежде всего никакое чернение (в том числе сажей, платиновой чернью и т. д.) не обеспечивает полного поглощения падающих лучей. Какая-то доля их (порядка 1,5-2%) отражается, причем эта доля может меняться с длиной волны. В связи с этим в последние два десятилетия разработаны полостные приборы. Схема одного из них (пиргелиометр ПАКРАД-3, серийно выпускаемый фирмой «Лаборатория Эппли», США), приведена на рис. 1.
В верхнюю приемную полость l , образованную цилиндром 2, конусом 3 с двойными стенками и усеченным конусом 4, солнечные лучи попадают через прецизионную диафрагму 5. Термобатарея 6 позволяет определить повышение температуры в верхней конструкции по сравнению с аналогичными точками нижней, устроенной в точности так же, как и верхняя (только конус в ней развернут на 180° для компактности). Мощность поглощаемого излучения равна мощности тока, который необходимо пропустить по обмотке 7, чтобы при закрытой диафрагме 5 вызвать равное повышение температуры.
Поскольку солнечные лучи могут выйти из полости 1 только после нескольких отражений, полость, зачерненная изнутри таким же лаком, что и пластинки пиргелиометра Ангстрема, обладает большим коэффициентом поглощения. Он составляет 0,997-0,998, а в отдельных случаях доходит до 0,9995. В этом преимущество полостных приборов, получающих широкое распространение.
Вторая трудность определения солнечной постоянной порождается земной атмосферой. Последняя ослабляет любое излучение, причем ослабление сильно зависит от длины волны. Синие и фиолетовые лучи ослабляются значительно больше, чем красные, и еще сильнее ослабляются ультрафиолетовые. Излучение с длиной волны меньше 300 нм вообще полностью задерживается земной атмосферой, как и большая часть инфракрасных лучей. К тому же оптические свойства атмосферы крайне непостоянны даже при ясной безоблачной погоде.
Из-за того что лучи разных длин волн ослабляются атмосферой по-разному, коэффициент прозрачности нельзя найти, проводя наблюдения в «белом свете» на приборах типа пиргелиометров, которые регистрируют неразложенное в спектр излучение всех длин волн. Совершенно необходим спектрометрический прибор. Наблюдения на нем позволят определить значения коэффициента прозрачности атмосферы по отдельности для ряда длин волн. Только после этого можно вычислить по ним поправку за атмосферу к показаниям пиргелиометра.
Все это очень осложняет определение солнечной постоянной с поверхности Земли. Не удивительно, что наблюдения, сделанные, например, в прошлом столетии, имели низкую точность, и у разных авторов получались значение, различающиеся в 2 раза и более.
Методически самыми лучшими среди наземных определений по праву считаются работы, начатые в 1900 г. и продолжавшиеся в течение нескольких десятилетий под руководством Ч. Аббота. Они показывали результаты, имевшие разброс 2-3% около среднего значения. Сам Аббот интерпретировал этот разброс как реальные изменения солнечного излучения. Однако впоследствии более рафинированный анализ этих же самых наблюдений показал, что разброс порожден ошибками, связанными прежде всего с недостаточным учетом нестабильностей земной атмосферы.
Между тем для метеорологии и ряда других наук о Земле, а также для астрофизики (в частности, физики планет) необходимы как более точное знание этой величины, так и решение вопроса о том, является ли солнечная постоянная действительно постоянной, т. е. происходят ли и в каких пределах возможные колебания солнечного излучения.
Наиболее кардинальное решение проблемы дает использование искусственных спутников Земли. Спутники, предназначенные как раз для измерения солнечной постоянной, регулярно «работают» последние 10-12 лет. Вынос приборов за пределы атмосферы (конечно, наряду с усовершенствованием самих приборов) позволяет определять потоки солнечного излучения с невиданной ранее точностью - абсолютное значение до 0,3%, а возможные колебания до 0,001% от среднего значения. Тем не менее, несмотря на достигнутую точность, проблема колебаний солнечной постоянной до конца не решена. Установлено только, что их амплитуда (если они существуют) не более 0,1-0,2%. Не вдаваясь дальше в дискуссию о стабильности солнечного излучения, отметим, что с точностью до 1 % солнечная постоянная составляет 137 мВт/см 2 , или 1,96 кал (см 2 мин) -1 .
Зная величину солнечной постоянной, мы можем получить интересные данные. Рассмотрим некоторый участок земной поверхности и примем, что угол падения солнечных лучей на него равен 60° (высота Солнца над горизонтом 30°). В этом случае, довольно типичном для условий средних широт, до поверхности Земли дойдет примерно 65% от полного потока излучения Солнца, остальное будет задержано атмосферой. Освещенность земной поверхности нужно еще уменьшить вдвое из-за наклонного падения лучей. Легко подсчитать, что при этих условиях на участок размером 5×10 км (равный площади среднего города) от Солнца поступает мощность в 22 млн. кВт, т. е. больше, чем будет давать весь комплекс 5 электростанций, строящихся в Экибастузе. Далее, зная радиус земного шара, равный 6,371 10 8 см, легко найти площадь «поперечного сечения» Земли (1,275 10 18 см 2) и подсчитать, что мощность солнечного излучения, падающего на всю освещенную Солнцем половину земной поверхности, составляет огромную величину - около 1,7 10 14 кВт. Чтобы представить ее более наглядно, достаточно сказать, что солнечной энергии, падающей на дневную полусферу Земли, достаточно, чтобы за 1 с растопить глыбу льда объемом 0,56 км 3 (длиной и шириной 1 км и высотой 560 м) или за 4 ч нагреть от 0 до 100° С и вслед за тем испарить столько воды, сколько ее имеется в Ладожском озере (908 км 3). Наконец, за 26 сут Солнце посылает на Землю энергии больше, чем ее содержатся во всех разведанных и прогнозируемых запасах угля, нефти и газа и других видов ископаемых топлив. Эти запасы оцениваются в 13 10 12 т так называемого условного топлива (т. е. топлива с теплотворной способностью 7000 кал/г, или 29,3 10 6 Дж/кг).
Энергетика всех явлений погоды, всех природных процессов, происходящих в земных атмосфере и гидросфере, таких, как ветер, испарение океанов, перенос влаги облаками, осадки, ручьи и реки и океанические течения, движение ледников - все это в основном преобразованная энергия солнечного излучения, упавшего на Землю. Развитие биосферы определяется теплом и светом, поэтому некоторые виды топлив, а также вся наша пища, по образному выражению К. А. Тимирязева, «есть консерв солнечных лучей».
Приведем еще одну цифру. Среднее расстояние Земли от Солнца (или большая полуось земной орбиты) составляет 149,6 10 6 км. Отсюда полная светимость Солнца равна 3,82 10 23 кВт, или 3,82 10 33 эрг/с; эта величина почти на 17 порядков превосходит мощность крупнейших технических энергоустановок, таких, как наши крупнейшие гидро- и тепловые электростанции.
Визуально звезды для земного наблюдателя выглядят по-разному: одни светят ярче, другие тусклее.
Однако это еще не говорит об истинной мощности их излучения, поскольку звезды находятся на разных расстояниях.
Например, голубой Ригель из созвездия Ориона имеет видимую звездную величину 0,11, а находящийся недалеко на небе ярчайший Сириус имеет видимую звездную величину минус 1,5.
Тем не менее Ригель излучает энергии в видимых лучах в 2200 раз больше, чем Сириус, а кажется слабее только потому, что находится в 90 раз дальше от нас по сравнению с Сириусом.
Таким образом, видимая звездная величина сама по себе не может быть характеристикой звезды, поскольку зависит от расстояния.
Истинной характеристикой мощности излучения звезды служит её светимость, т. е. полная энергия, которую излучает звезда в единицу времени.
Светимость в астрономии – полная энергия, излучаемая астрономическим объектом (планетой, звездой, галактикой и т. п.) в единицу времени. Измеряется в абсолютных единицах: ваттах (Вт) – в Международной системе единиц СИ; эрг/с – в системе СГС (сантиметр-грамм-секунда); либо в единицах светимости Солнца (светимость Солнца L s = 3,86·10 33 эрг/с или 3,8·10 26 Вт).
Светимость не зависит от расстояния до объекта, от него зависит только видимая звёздная величина.
Светимость – одна из важнейших звёздных характеристик, позволяющая сравнивать между собой различные типы звёзд на диаграммах «спектр – светимость», «масса – светимость».
где R – радиус звезды, T – температура её поверхности, σ – постоянная Стефана-Больцмана.
Светимости звезд, надо отметить, весьма различны: существуют звёзды, светимость которых в 500 000 раз больше солнечной, и есть звезды-карлики, светимость которых примерно во столько же раз меньше.
Светимость звезды можно измерять в физических единицах (скажем, в ваттах), но астрономы чаще выражают светимости звезд в единицах светимости Солнца.
Также можно выражать истинную светимость звезды с помощью абсолютной звездной величины .
Представим себе, что мы расположили все звезды рядом и рассматриваем их с одного и того же расстояния. Тогда видимая звездная величина уже не будет зависеть от расстояния и будет определяться только светимостью.
В качестве стандартного расстояния принято значение 10 пс (парсек).
Видимая звездная величина (m), которую бы имела звезда на таком расстоянии, называется абсолютной звездной величиной (M).
Таким образом, абсолютная звездная величина – это количественная характеристика светимости объекта, равная звездной величине, которую имел бы объект на стандартном расстоянии 10 парсек.
Так как освещенность обратно пропорциональна квадрату расстояния, то
где Е - освещенность, создаваемая звездой, которая удалена от Земли на r парсек; E 0 - освещенность от той же звезды со стандартного расстояния r 0 (10 пк).
Используя формулу Погсона, получаем:
m – M = -2,5lg(E/E 0) = -2,5lg(r 0 /r) 2 = -5lgr 0 + 5lgr .
Отсюда следует
M = m + 5lgr 0 - 5lgr .
Для r 0 = 10 пк
M = m + 5 - 5lgr . (1)
Если в (1) r = r 0 = 10 пк , то M = m – по определению абсолютной звездной величины.
Разность между видимой (m) и абсолютной (М) звёздными величинами называют модулем расстояния
m - М = 5 lgr - 5 .
В то время как М зависит только от собственной светимости звезды, m зависит также и от расстояния r (в пс) до неё.
Для примера подсчитаем абсолютную звездную величину для одной из самых ярких и близких к нам звезд – а Центавра.
Ее видимая звездная величина -0,1, расстояние до нее 1,33 пс. Подставляя эти значения в формулу (1), получаем: М = -0,1 + 5 - 5lg1,33 = 4,3 .
Т. е. абсолютная звездная величина а Центавра близка к абсолютной звездной величине Солнца, равной 4,8.
Следует еще учитывать поглощение света звезды межзвездной средой. Такое поглощение ослабляет блеск звезды и увеличивает видимую звездную величину m.
В этом случае: m = М - 5 + 5lgr + A(r) , где слагаемым А(r) учитывается межзвездное поглощение.
Светимость
Видимые и абсолютные звёздные величины
Википедия
