Файл: Лабораторный практикум В. Ф. Говердовский, А. В. Дикинис.pdf

5® >  (90° -  ф) -  6°5 Г  (гражданских),

(4.26)

§ ® >  (90° -  ф) -  18° (астрономических). 

(4-27)

М а к с и м а л ь н о е  склонение С о л н ц а  равно 23,5°, по эт ом у бе лы е 

н о ч и  в о з м о ж н ы  у ж е  начиная с ш и р о т ы  59,6°, а с п л о ш н ы е  астро­
н о ми че ск ие су ме рк и -  с ш и р о т ы  48,5°.

6.  Д л я  р а з л и ч н ы х  мест полярного пояса (66°33' <  ф  <  90°) 

и м е ю т  место п о л я р н ы е  д н и  и  п о л я р н ы е  ночи, продолжительность 
к о т о р ы х  меняется в зависимости от из ме не ни я  ш и р о т ы  места на­

блюдения.  П о л я р н ы й   день,  то  есть  период,  в  течение  которого 
С о л н ц е  не заходит, наступит и  закончится п р и  условии:

5® >  (90° -  ф) -  для се ве рн ых широт. 

(4.28)

Е с л и  это в ы р а ж е н и е  (4.28) е щ ё  исправить за р е ф р а к ц и ю  и  по- 

лудиаметр  ви ди м о г о   диска  Солнца,  то  условие  наступления  и 

окончания  полярного  дн я  для  Северного  п о л у ш а р и я   п р и н и м а е т  

вид:

5 ® >  (90° -  ф) -  51'. 

(4.29)

7.  Е с л и  требуется п о  эк ва ториальным ко ординатам а  и  5 све­

тила вы чи сл ит ь его горизонтальные к о о р д и н а т ы  h и  А  на опреде­
л е н н ы й  м о м е н т  Т в р ем ен и заданного дня года в пункте земной п о ­

верхности с географическими ко ор ди на та ми ф  и  X, то из астроно­
ми че с к и х  календарей (ежегодников) в ы п и с ы в а ю т  значения а  и  8 
светила, X, г| и  ф  пункта и  звездное время So в г р и н в и ч с к у ю  п о л ­
ночь, в ы ч и с л я ю т  звездное время S  в за да н н ы й  м о м е н т  Т в д а н н о м  

пункте, находят часовой угол t светила и  в ы р а ж а ю т  его в угловой 
ме ре с той ж е  степенью точности, с которой заданы ф  и  5. О д н о ­

значно о п р е д е л я ю щ е е  значение зенитного расстояния z находят по  
теореме косинусов, то есть cosz. В ы б о р  ф о р м у л ы  для в ы чи сл ен ия 

азимута А зависит от значения t: если оно близко к 0° и л и  к 180°, 

то л у ч ш е  пользоваться те ор ем ой синусов; если часовой угол t б л и ­

зок к 90° и л и  к  270°, то рекомендуется использовать ф о р м у л у  пяти 
элементов.

О б ра тн ая задача, то есть определение экваториальных к о ор­

динат а  и  5  светила по  его горизо нт ал ьн ым координатам h и  А 
в за да н н ы й  м о м е н т  в р ем ен и Т, сводится к в ы ч и с л е н и ю  5 и  t свети­

ла, так как а определяется по t и  п о  звездному вр е м е н и  S. О с в о б о ­

101

див  вы со ту  h  светила  от  влияния рефракции,  находят  зенитное 
расстояние z светила,  и  по   ф о р м у л е  косинусов,  записанной для 

sin5, о п ре де ля ют склонение светила б. Ча с о в о й  угол t п р и  значени­
ях азимута А, близких к 90° и л и  к 270°, в ы ч и с л я ю т  по ф о р м у л е  

пяти элементов, написанной относительно произведения cos 5-cos t. 

О б е  ф о р м у л ы  просто выводятся из ан ал ог ич ны х ф о р м у л  для опре­

деления cos z и  sin z cos А. П р и  остальных значениях А часовой 
угол п р о щ е  вычислять по ф о р м у л е  синусов.

Преобразование экваториальных координат а  и  5 в эклиптиче­

ские X и Р осуществляется через астрономический (сферический) 

треугольник, в е р ш и н а м и  которого сл уж ат п о л ю с  м и р а  Р , п о л ю с  

эклиптики Р., и  само светило М.

102

Лучистая солнечная энергия -  основа получения 

аэрокосмических изображений 

естественных объектов

Цель  работы :  изучить  информационны е  ресурсы   лучистой 

энергии  Солнца для  обеспечения  дистанционно­

го  зондирования  Земли  аэрокосмическими  ме­

тодами.

О с н о в н ы м  и с т о ч н и к о м  энергии, света и  тепла, п о с т у п а ю щ и х  

на З е м л ю  извне, является Солнце, д о п о л н и т е л ь н ы м и  ис то чн ик ам и

-  Л у н а  и  излучение Г  

алактики. Не ко то ро е количество тепла на п о ­

верхность и  в ат мо сф ер у З е м л и  п р и х о д и т  от внутренних ее облас­
тей. О д н а к о  б о л ь ш и н с т в о  процессов и  явлений, п р о т е к а ю щ и х  на 
зе мн ой поверхности, в  атмосфере и  гидросфере,  обязаны с в о и м  

п р о и с х о ж д е н и е м  н е п р е р ы в н о м у  п о с т у п л е н и ю  солнечной энергии, 
и   и х   п р и р о д у   трудно  понять  без  знания  всех  видов  излучения 
С о л н ц а  и  изменчивости его во времени.

Лучистая энергия Солнца в атмосфере 

и на земной поверхности

П о г о д а  и  климатические особенности, и м е ю щ и е  с в о и м  источ­

н и к о м  с о л н е ч н у ю  энергию, возникают, однако, не непосредствен­
но  от Солнца, а через ряд п р о м е ж у т о ч н ы х  процессов и  явлений, 
что делает неявной  зависимость  и х  от солнечной деятельности. 
Т о ль ко всестороннее изучение п р и р о д ы  С о л н ц а  и  геофизических 
процессов обеспечивает вы яв ле ни е на уч но о б о с н о в а н н ы х  связей, 
ко то ры е являются основой для анализа и  прогноза погодо- и  к л и ­
м а т о о б р а з у ю щ и х  факторов.

И ст оч н и к   излучения. Главное тело С о л н е ч н о й  системы* бл и­

ж а й ш а я  к Земле звезда, ра сп ол ож ен на я в о б щ е м  фо ку се всех пл а­
н е т а р н ы х  орбит, С о л н ц е  представляет собой газообразное раска­
ленное небесное светило ш а р о о б р а з н о й  ф о р м ы .

В  С о л н ц е  сосредоточено 99,866 %  м а с с ы  С о л н е ч н о й  системы. 

Ср ед не е расстояние от З е м л и  до  С о л н ц а  149 600 ООО км; угловой

Л а б о р а т о р н а я  р а б о т а  5

103

диаметр  С о л н ц а   на  этом  расстоянии  равен  31'59,3".  Л и н е й н ы й  

диаметр С о л н ц а  составляет 1 391 715 к м  (это 109 экваториальных 
диаметров Земли).

В   недрах  Солнца,  средняя  плотность  которого  1,41  г/см3 

(0,256  средней  плотности  Земли),  давление  п р е в ы ш а е т   10  м л р д  

ат мо сф ер (1 атм ~  103 гПа), а температура -  5 м л н  градусов, возни­
к а ю т  те рм оя де рн ые реакции перехода водорода в гелий, и  на раз­

н ы х  расстояниях от центра солнечного ш а р а  физические свойства 
вещества (температура, давление,  плотность,  скорость д в и ж е н и я  
частиц) не одинаковы. Энергия, в ы д е л я ю щ а я с я  п р и  этом, распро­
страняется из недр С о л н ц а  через в ы ш е л е ж а щ и е   слои п у т е м  п о ­

г л о щ е н и я  и  переизлучения световых квантов по следовательными 
слоями, В  ве рхнем слое С о л н ц а  т о л щ и н о й  около 100 тыс. к м  пере­

нос  энергии  осуществляется  и  п у т е м   конвекции,  когда  горячие 
м а с с ы  газа п о д н и м а ю т с я  вверх, а сравнительно х о л о д н ы е  -  опус­
ка ют ся вниз. Скорость таких д в и ж е н и й  составляет 1-2 км/с. К о н ­
вективные д в и ж е н и я  п о р о ж д а ю т  в о л н ы  сжатия, которые, в с в о ю  

очередь, ге не ри ру ют звуковые волны.

Энергия, которая поступает на З е м л ю  от Солнца, излучается 

с а м ы м и  в н е ш н и м и  его с л о я м и  -  фотосферой, х р о м о с ф е р о й  и  ко­
роной, н а з ы в а е м ы м и  ат мо сф ер ой Солнца.

П о ч т и  все в и д и м о е  излучение С о л н ц а  исходит из н и ж н е й  час­

ти солнечной а т м о с ф е р ы  -  фо тосферы, т о л щ и н а  которой составля­

ет  100-300  км.  Температура  ф о т о с ф е р ы   по ни жа ет ся  н а р у ж у   от 

5700 до  4500 К. Здесь происходят регулярные д в и ж е н и я  вещества 

вверх и  вниз, об ус ло вл ен ны е конвекцией и  п р о я в л я ю щ и е с я  в воз­
н и к н о в е н и и   так  н а зы ва ем ой  грануляции  (зернистой  структуры, 
пятен, гранул). В  атмосфере м о ж н о  также на бл юд ат ь со лн еч ны е 
факелы, ф л о к к у л ы  (лат. flocculi -  клочки), волокна, д о с т и г а ю щ и е  

д л и н ы  с в ы ш е  1 м л н  км.

Х р о м о с ф е р а  ра сп ол ож ен а над ф о т о с ф е р о й  и  простирается до 

10-15 тыс. к м  над в и д и м ы м  краем Солнца. Здесь с у щ е с т в у ю т  о б ­

ласти с р а з л и ч н ы м и  ки не ти че ск им и температурами -  от 5000 до 

1 м л н  градусов. П р и ч и н о й  столь сильного разогрева слоев солнеч­

н о й  а т м о с ф е р ы  является энергия акустических  (звуковых)  волн, 
в о з н и к а ю щ и х  в фо то сф ер е в результате д в и ж е н и я  элементов к о н ­
векции. Яркость х р о м о с ф е р ы  в сотни раз м е н ь ш е  яркости ф о т о ­

104

сферы. Н е о д н о р о д н а я  структура в ы р а ж е н а  резче, ч е м  грануляция 

в  фотосфере:  в о з н и к а ю т  х р о м о с ф е р н ы е   в с п ы ш к и ,   пр о т у б е р а н ц ы  

(нем. Protuberanzen -  вздутие) -  гигантские ф о н т а н ы  и  облака рас­

к а л е н н ы х  газов. Н а и б о л е е  ме лк ие структурные образования .назы­

ва ют ся с п и к у л а м и  (лат. spiculare -  изгиб, извив), и м е ю т  продолго­

в а т у ю  ф о р м у  и  в ы т я н у т ы  п р е и м у щ е с т в е н н о  в ра д и а л ь н о м  направ­
лении. Через с п и к у л ы  пр ои сх од ит о б м е н  в е щ е с т в о м  с в ы ш е л е ж а ­
щ е й  короной. С п и к у л ы  об ра з у ю т  о с о б у ю  структуру, н а з ы в а е м у ю  

х р о м о с ф е р н о й   сеткой,  п о р о ж д а е м у ю   в о л н о в ы м и   д в и ж е н и я м и  

в солнечной атмосфере.

С о л н е ч н а я  корона -  наиболее разреженная часть а т м о с ф е р ы  

Солнца, ра с п о л о ж е н а  в ы ш е  х р о м о с ф е р ы  и  простирается на в ы с о ­

ту, р а в н у ю  не ск ол ьк им с о л н е ч н ы м  радиусам. Кинетическая те мп е­
ратура в короне -  около  1  м л н  градусов.  В а ж н о й  ос об ен но ст ью 
к о р о н ы  является ее лучистая структура,  п р и ч е м  л у ч и  достигают 
десятка и  более  с о л н е ч н ы х  радиусов.  Вн ут ре нн яя часть  к о р о н ы  

также богата с т р у к т у р н ы м и  особенностями, н а п о м и н а ю щ и м и  д у ­
ги, ш л е м ы ,  отдельные облака (коронарные конденсации). И з л у ч е ­

ни е к о р о н ы  очень слабое, поляризованное и, по-видимому, являет­
ся р а с с е я н н ы м  светом фотосферы, с в о б о д н ы м и  электронами.

Скорость истечения п л а з м ы  вблизи С о л н ц а  м а л а  (порядка де­

сятков километров в секунду), но  по  ме ре удаления от С о л н ц а  она 

растет, делается сверхзвуковой и  вблизи о р б и т ы  З е м л и  имеет ве­

л и ч и н ы  порядка нескольких сотен километров в секунду. В  а т мо­

сф е р у  З е м л и  из космического пространства вторгается не только 

волновое,  н о   и  корпускулярное  (лат.  corpusculum -  м е л ь ч а й ш а я  
частица) излучение.

К о р п у с к у л я р н ы е  потоки з а р я ж е н н ы х  частиц, н е п р е р ы в н о  ис ­

п у с к а е м ы е  С о л н ц е м  и  д в и ж у щ и е с я  во всех направлениях со сверх­
з в у к о в ы м и  скоростями, на зы ва ют ся с о л н е ч н ы м  ветром.

Ко рп ус ку ля рн ое  излучение  о б ы ч н о   подразделяют на  низко- 

энергетические  ч а с т и ц ы   с о л н е ч н ы х   к о р п у с к у л я р н ы х   потоков 

(солнечная плазма, с о л н е ч н ы й  ветер) с энергией протонов 103-1 04 

эВ, и  высокоэнергетичные п р о т о н ы  (космические лучи) с энергией 

более 106 эВ. П е р в ы е  приходят от Солнца, особенно во вр ем я хро- 

м о с ф е р н ы х  вс пы ше к, а вт ор ые (жесткие космические лучи) -  глав­
н ы м  образом из Галактики.

105