Основные публикации по солнечной энергии

Солнце

Солнце представляет собой сферическое тело (диаметром 1,39 х х 10б км) из раскаленного газообразного вещества, отстоящее от Земли на расстоянии 1,5 ■ 10 е км. По наблюдениям с Земли, Солн­це делает один оборот вокруг своей оси примерно за четыре недели. Однако оно вращается не как твердое тело: экваториальная область совершает каждый оборот за 27 суток, а полярные районы — за 30 суток.

Поверхность Солнца имеет эффективную температуру ^5762 К[1]. Температура центральных внутренних областей, по разным оценкам, составляет 8 ■ 10б — 40 ■ 10б К, а их плотность примерно в 80—100 раз превышает плотность воды. Солнце представляет собой непре­рывно действующий термоядерный реактор, котлом которого являют­ся составляющие его газы, удерживаемые гравитационными силами. Энергия излучения Солнца, по-видимому, определяется несколькими термоядерными реакциями, из которых наиболее важным считается процесс превращения водорода (т. е. четырех протонов) в гелий (т. е. одно, ядро гелия); масГса ядра гелия меньше массы четырех протонов, поэтому во время реакции происходят потеря массы и превращение ее в энергию.

Эта энергия выделяется внутри солнечной сферы при температу­рах во много миллионов градусов. Она должна передаваться изнутри к поверхности и затем излучаться в пространство. При этом осуще­ствляется последовательность процессов излучения и конвекции, при которой происходят испускание, поглощение и переизлучение; излу­чение солнечного ядра приходится на часть спектра, соответствующую рентгеновскому и у -излучению, причем длины волн излучения возрас­тают с падением температуры при увеличении радиального расстояния.

Схематически строение Солнца показано на фиг. 1.1.1. Вычисле­но, что 90% энергии выделяется в области 0—0,23R (R — радиус Солн­ца), в которой сосредоточено 40% массы Солнца На расстоянии 0,7R от центра температура падает до ~ 130 000 К, а плотность — до 70 кг/м3; здесь становятся важными конвективные процессы, поэтому зона 0,7—1,0R известна как конвективная зона. В пределах этой зоны температура падает до ~5000 К, а плотность — до 10“5 кг/м3.

Предполагается, что поверхность Солнца образована гранулами, или нерегулярными конвективными ячейками, с размерами 1000—3000 км

и временем существования, исчисляемым несколькими минутами. Верхний слой конвективной зоны называется фотосферой. Граница фотосферы четко определена, несмотря на низкую плотность (~1(Р4 плотности воздуха на уровне моря). Она существенно непрозрачна, поскольку составляющие ее газы сильно ионизованы и способны по­глощать и испускать излучение в непрерывном спектре. Фотосфера является источником большей части солнечного излучения.

За пределами фотосферы атмосфера Солнца более или менее про­зрачна и ее можно наблюдать во время полного солнечного затмения или с помощью приспособлений, заслоняющих солнечный диск. Над фотосферой находится слой более холодных газов толщиной в несколь­ко сот километров, называемый обращающим слоем. Выше располо­жен слой толщиной -'•'10 ООО км, называемый хромосферой. Это — га­зообразный слой с температурой несколько более высокой, чем в фотосфере, и с более низкой плотностью. Еще дальше от центра на­ходится корона с очень низкой плотностью и очень высокой (10 е К) температурой.

Эта упрощенная схема Солнца, его физического строения, а так - ^^же его градиентов температуры и плотности лежит в основе оценки, согласно которой Солнце в действительности не является абсолютно черным излучателем при постоянной температуре. Скорее, испускае - мое солнечное излучение возникает в результате совместного дей- ^чствия нескольких слоев, которые испускают и поглощают излучение различных длин волн. Наблюдаются также небольшие изменения во времени в распределении спектральной интенсивности в ультракорот­коволновой и ультрадлинноволновой частях спектра. Для многих це­лей (например, в тепловых процессах) можно рассматривать Солнце t как абсолютно черный излучатель с температурой ~5762 К; для дру - ) гих процессов, которые зависят от длины волны излучения и для ко­торых важно спектральное распределение (например, для фотохими­ческих или фотоэлектрических процессов), может потребоваться бо­лее детальное рассмотрение. Более подробные сведения по этому во­просу содержатся в работах Томаса [63 и Элсона [1].