Чтение онлайн

Главное применение С. б. нашли в космонавтике, где они занимают доминирующее положение среди др. источников автономного энергопитания. С. б. снабжают электроэнергией аппаратуру спутников и системы жизнеобеспечения космических кораблей и станций, а также заряжают электрохимические аккумуляторы, используемые на теневых участках орбиты. В земных условиях С. б. используют для питания устройств автоматики, переносных радиостанций и радиоприёмников, для катодной антикоррозионной защитынефте- и газопроводов. В СССР, США и Японии работают маяки и навигационные указатели с энергоснабжением от С. б. и автоматически подзаряжаемых ими буферных аккумуляторов. См. также Источники тока и рис. при статьях «Венера», «Марс», «Союз».

Лит.: Преобразование тепла и химической энергии в электроэнергию в ракетных системах, пер. с англ., М., 1963; Успехи СССР в исследовании космического пространства, М., 1968; Васильев А. М., Ландсман А. П., Полупроводниковые фотопреобразователи, М., 1971.

М. М. Колтун.

Со'лнечная коро'на, внешняя, наиболее протяжённая оболочка Солнца(илл. см. при ст. Затмения). Во время полных солнечных затмений С. к. прослеживается до расстояний в несколько диаметров Солнца. В коротковолновой части спектра (l<200А) и в радиоизлучении на метровых волнах всё излучение Солнца исходит из С. к.

Лит.: Шкловский И. С., Физика солнечной короны, 2 изд., М., 1962.

Со'лнечная ку'хня, бытовая гелиоустановка, предназначенная для приготовления пищи. Основной элемент С. к. — гелиоконцентратор (чаще всего в виде отражателя параболоидной формы), фокусирующий солнечные лучи на поверхности приёмника излучения (кастрюли, кипятильника и т.п.). Как правило, гелиоконцентраторы для С. к. имеют невысокую точность фокусирования, т.к. большая плотность энергии на поверхности приёмника делала бы С. к. неудобной в обращении; обычно концентрация солнечной энергии (относительное увеличение плотности лучистого потока) не превосходит 250. Вращение гелиоконцентратора вслед за видимым движением Солнца осуществляется вручную. Кпд С. к. достигает 55—60%. В СССР осуществляется переход от стадии экспериментальных разработок С. к. к их серийному производству.

Со'лнечная печь,гелиоустановка, предназначенная для плавки и термообработки материалов. С. п. состоит из короткофокусного гелиоконцентратора, приёмного устройства (собственно печи) и автоматической системы слежения за движением Солнца, которая непрерывно поворачивает гелиоконцентратор т. о., чтобы его ось была постоянно направлена на Солнце. Приёмное устройство расположено в фокусе гелиоконцентратора и представляет собой камеру со светопроницаемым окном, внутри которой можно создавать вакуум, атмосферу инертного газа и т.д. Часто камерой служит тигель из материала, подлежащего термообработке или плавке. Рабочая температура может достигать 3600°С. Нередко С. п. оснащают ориентатором — плоским зеркалом, направляющим солнечные лучи на гелиоконцентратор; ориентатор поворачивается вслед за Солнцем, а гелиоконцентратор остаётся неподвижным. С. п. ввиду их высокой стоимости применяют лишь в случаях, когда необходимо создать особые («стерильные») условия плавления и термообработки, исключающие внесение примесей в обрабатываемый материал. Крупнейшая (на 1975) С. п. действует в Фон-Ромё-Одейо (Франция); диаметр зеркала её гелиоконцентратора 54 м, мощность ~ 1 Мвт.

Лит. см. при ст. Гелиоустановка.

Р. Р. Апариси.

Со'лнечная постоя'нная, количество лучистой энергии Солнца, поступающей за 1 мин на 1 см3 площади, перпендикулярной к солнечным лучам и находящейся вне земной атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца.

Для изучения процессов теплообмена в земной атмосфере, а также для исследования процессов, происходящих на Солнце, очень важно знание точного значения С. п. Первая попытка определения С. п. была сделана французским учёным К. М. Пуйе в 1837, значительный вклад в первоначальные исследования С. п. был внесён русскими учёными Р. Н. Савельевым и А. П. Ганским. До середины 20 в. С. п. определялась по результатам измерений солнечного излучения у поверхности Земли при разных высотах Солнца над горизонтом, что позволяет учитывать поглощение и рассеяние солнечного света земной атмосферой. В 60-х гг. 20 в., когда появилась техническая возможность выноса приборов за пределы земной атмосферы с помощью геофизических ракет и искусственных спутников Земли, были начаты непосредственные определения С. п. На основе анализа результатов большого количества работ, проведённых в СССР, США и др. странах, было выведено значение С. п.: 1,95 кал/(см2xмин), или 136 мвт/см2, точность которого — около 1%. С. п., по-видимому, слегка изменяется со временем. Но только многолетние тщательные измерения позволят выяснить, как происходят эти изменения.

Лит.: Кондратьев К. Я., Актинометрия, Л., 1965; Макарова Е. А., Харитонов А. В., Распределение энергии в спектре Солнца и солнечная постоянная, М., 1972.

М. Дж. Гусейнов.

Со'лнечная радиа'ция, излучение Солнца электромагнитной и корпускулярной природы. С. р. — основной источник энергии для большинства процессов, происходящих на Земле. Корпускулярная С. р. состоит в основном из протонов, обладающих около Земли скоростями 300—1500 км/сек. Концентрация их около Земли составляет 5—80 ионов/см3, но возрастает при повышении солнечной активности и после больших вспышек доходит до 103 ионов/см3. При солнечных вспышках образуются частицы (главным образом протоны) больших энергий: от 5x107 до 2x1010эв. Они составляют солнечную компоненту космических лучей и частично объясняют вариации космических лучей, приходящих на Землю. Основная часть электромагнитного излучения Солнца лежит в видимой части спектра (рис.). Количество лучистой энергии Солнца, поступающей за 1 мин на площадку в 1 см2, поставленную вне земной атмосферы перпендикулярно к солнечным лучам на среднем расстоянии Земли от Солнца, называется солнечной постоянной; она равна 1,95 кал/(см2xмин), что соответствует потоку в 1,36x106эрг/(см2xсек).

Предполагают, что при максимуме солнечной активности излучение Солнца несколько увеличивается, однако, если это возрастание и существует, то оно не превышает долей процента. Радиоизлучение Солнца проходит сквозь атмосферу Земли не полностью, т.к. атмосфера Земли в радиодиапазоне прозрачна лишь для волн длиной от нескольких мм до нескольких м. Радиоизлучение Солнца довольно слабо, оно измеряется в единицах Ф = 10–22ватт/(м2xсекxгц) и меняется от единиц до десятков и сотен тысяч Ф при переходе от метрового диапазона (частоты порядка 108гц) к миллиметровому диапазону (частоты порядка 1010гц). Однако для земного наблюдателя Солнце, из-за его относительно небольшого расстояния от Земли, является самым мощным источником космического радиоизлучения. Солнечное радиоизлучение состоит из теплового радиоизлучения внешних слоев атмосферы спокойного Солнца, медленно меняющейся компоненты (связанной с пятнами и факелами) и спорадического радиоизлучения, связанного с солнечной активностью. Спорадическое радиоизлучение часто поляризовано, включает в себя шумовые бури и всплески радиоизлучения, оно интенсивней теплового и довольно быстро изменяется. Существует пять типов всплесков радиоизлучения, которые различаются как по частотному составу, так и по характеру зависимости изменений интенсивности от времени. Большинство всплесков сопровождают солнечные вспышки. Коротковолновое излучение Солнца полностью поглощается земной атмосферой; сведения о нём получены с помощью аппаратуры, установленной на геофизических ракетах, искусственных спутниках Земли и космических зондах. Непрерывный спектр Солнца резко ослабевает около 2085

, в области 1550  исчезают фраунгоферовы линии и, хотя непрерывный спектр можно проследить до 1000 , далее 1500  спектр состоит в основном из линий излучения (линий водорода, ионизованного гелия, многократно ионизованных атомов углерода, кислорода, магния и др.). Всего в ультрафиолетовой части спектра имеется более 200 линий излучения; наиболее сильна резонансная линия водорода (La) с длиной волны 1216 . У орбиты Земли поток коротковолнового излучения от всего солнечного диска составляет 3—6 эрг/(м2xсек). Рентгеновское излучение Солнца (длины волн от 100 до 1 ) состоит из сплошного излучения и излучения в отдельных линиях. Интенсивность его сильно меняется с солнечной активностью [от 0,13 эрг/(м2xсек) до 1 эрг/(м2xсек) у орбиты Земли] и в годы максимума солнечной активности спектр рентгеновского излучения становится более жёстким. Во время солнечных вспышек рентгеновское излучение Солнца усиливается в десятки раз. Возрастает и его жёсткость. Хотя ультрафиолетовое и рентгеновское излучения Солнца несут сравнительно немного энергии — менее 15 эрг//(м2xсек) вблизи орбиты Земли, это излучение очень сильно влияет на состояние верхних слоев земной атмосферы. Обнаружено также солнечное гамма-излучение, но оно изучено ещё недостаточно.

Лит.: Космическая астрофизика, пер. с англ., М., 1962; Ультрафиолетовое излучение Солнца и межпланетная среда. Сб. ст., пер. с англ., М., 1962; Шкловский И. С., Физика солнечной короны, 2 изд., М., 1962; Солнечные корпускулярные потоки и их взаимодействие с магнитным полем Земли. Сб. ст., пер. с англ., М., 1962; Макарова Е. А., Харитонов А. В., Распределение энергии в спектре Солнца и солнечная постоянная, М., 1972. См. также лит. при ст. Солнце.

Э. Е. Дубов.

Кривая зависимости излучаемой энергии Il от длины волны l для центра солнечного диска [единица интенсивности 1013эрг/(см2 xсек xстер)].

Со'лнечная систе'ма, система небесных тел (Солнце, планеты, спутники планет, кометы, метеорные тела, космическая пыль), двигающихся в области преобладающего гравитационного влияния Солнца. Наблюдаемые размеры С. с. определяются орбитой Плутона (около 40 а. е.). Однако сфера, в пределах которой возможно устойчивое движение небесных тел вокруг Солнца, простирается почти до ближайших звёзд (230000 а. е.). Информацию о далёкой внешней области С. с. получают при наблюдениях приближающихся к Солнцу долгопериодических комет и при изучении космической пыли, заполняющей всю С. с. Общая структура С. с. была раскрыта Н. Коперником (середина 16 в.), который обосновал представление о движении Земли и др. планет вокруг Солнца. Гелиоцентрическая система Коперника впервые дала возможность определить относительные расстояния планет от Солнца, а следовательно, и от Земли. И. Кеплер открыл (начало 17 в.) законы движения планет, а И. Ньютон сформулировал (конец 17 в.) закон всемирного тяготения. Эти законы легли в основу небесной механики, исследующей движение тел С. с. Изучение физических характеристик космических тел, входящих в С. с., стало возможным только после изобретения Г. Галилеем телескопа: в 1609 Галилей впервые направил изготовленный им маленький телескоп на Луну, Венеру, Юпитер и Сатурн и сделал ряд поразительных для его эпохи открытий (см. Астрономия). Наблюдая солнечные пятна, Галилей обнаружил вращение Солнца вокруг своей оси.

По физическим характеристикам большие планеты разделяются на внутренние (Меркурий, Венера, Земля, Марс) и внешние планеты-гиганты (Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун). Физические характеристики Плутона качественно отличны от характеристик планет-гигантов, и потому он не может быть отнесён к их числу.

Обширная программа наблюдений, выполненная в 1963 американским астрономом К. Томбо для поиска планет, находящихся за пределами орбиты Плутона, не дала положительных результатов. В табл. приведены оскулирующие элементы орбит (см. Орбиты небесных тел) больших планет (по Остервинтеру и Когену, США, 1972). Орбиты больших планет мало наклонены друг к другу и к фундаментальной плоскости С. с. (т. н. Лапласа неизменяемой плоскости).