Radiación solar: tipos y efectos en el organismo. §21

Radiación de onda corta del Sol

La radiación ultravioleta y de rayos X emana principalmente de las capas superiores de la cromosfera y la corona. Esto se estableció mediante el lanzamiento de cohetes con instrumentos durante los eclipses solares. La atmósfera solar, muy caliente, siempre emite radiación invisible de onda corta, pero es especialmente potente durante los años de máxima actividad solar. En este momento, la radiación ultravioleta aumenta aproximadamente el doble y la radiación de rayos X aumenta decenas y cientos de veces en comparación con la radiación en los años de mínimo. La intensidad de la radiación de onda corta varía de un día a otro y aumenta considerablemente cuando se producen fulguraciones.

La radiación ultravioleta y de rayos X ioniza parcialmente las capas de la atmósfera terrestre, formando la ionosfera a altitudes de 200 a 500 km de la superficie terrestre. La ionosfera juega un papel importante en las comunicaciones por radio a larga distancia: las ondas de radio provenientes del transmisor de radio se reflejan repetidamente desde la ionosfera y la superficie de la Tierra antes de llegar a la antena del receptor. El estado de la ionosfera cambia según las condiciones de su iluminación por el Sol y los fenómenos que ocurren en ella. Por tanto, para garantizar una comunicación por radio estable, es necesario tener en cuenta la hora del día, la época del año y el estado de actividad solar. Después de las erupciones solares más poderosas, la cantidad de átomos ionizados en la ionosfera aumenta y las ondas de radio son absorbidas total o parcialmente por esta. Esto conduce al deterioro e incluso a la interrupción temporal de las comunicaciones por radio.

Los científicos prestan especial atención al estudio de la capa de ozono en la atmósfera terrestre. El ozono se forma como resultado de reacciones fotoquímicas (absorción de luz por moléculas de oxígeno) en la estratosfera y su mayor parte se concentra allí. En total, hay aproximadamente 3 10 9 toneladas de ozono en la atmósfera terrestre. Esto es muy pequeño: ¡el espesor de la capa de ozono puro en la superficie de la Tierra no excedería los 3 mm! Pero el papel de la capa de ozono, que se extiende a una altitud de varias decenas de kilómetros sobre la superficie de la Tierra, es excepcionalmente importante, porque protege a todos los seres vivos de los efectos de la peligrosa radiación de onda corta (y principalmente ultravioleta) del Sol. . El contenido de ozono es variable en diferentes latitudes y en diferentes épocas del año. Puede disminuir (a veces de manera muy significativa) como resultado de varios procesos. Esto puede verse facilitado, por ejemplo, por las emisiones a la atmósfera de grandes cantidades de sustancias de origen industrial que contienen cloro que agotan la capa de ozono o por emisiones de aerosoles, así como por las emisiones que acompañan a las erupciones volcánicas. Se descubrieron zonas de marcada disminución de los niveles de ozono (“agujeros de ozono”) en diferentes regiones de nuestro planeta, no sólo en la Antártida y otros territorios del hemisferio sur de la Tierra, sino también en el hemisferio norte. En 1992 comenzaron a aparecer informes alarmantes sobre el agotamiento temporal de la capa de ozono en el norte de la Rusia europea y una disminución de los niveles de ozono en Moscú y San Petersburgo. Los científicos, al darse cuenta de la naturaleza global del problema, organizan investigaciones ambientales a escala planetaria, incluido, en primer lugar, un sistema global de monitoreo continuo del estado de la capa de ozono. Se han desarrollado y firmado acuerdos internacionales para proteger la capa de ozono y limitar la producción de sustancias que agotan la capa de ozono.

Emisión de radio del Sol

La investigación sistemática sobre las emisiones de radio del Sol no comenzó hasta después de la Segunda Guerra Mundial, cuando se descubrió que el Sol es una poderosa fuente de emisiones de radio. Las ondas de radio penetran en el espacio interplanetario y son emitidas por la cromosfera (ondas centimétricas) y la corona (ondas decimétricas y métricas). Esta emisión de radio llega a la Tierra. La emisión de radio del Sol tiene dos componentes: constante, casi sin cambios en intensidad y variable (ráfagas, "tormentas de ruido").

La emisión de radio de un Sol en calma se explica por el hecho de que el plasma solar caliente siempre emite ondas de radio junto con oscilaciones electromagnéticas de otras longitudes de onda (emisión de radio térmica). Durante las grandes llamaradas, la emisión de radio del Sol aumenta miles e incluso millones de veces en comparación con la emisión de radio del Sol en calma. Esta emisión de radio, generada por procesos no estacionarios que fluyen rápidamente, no es de naturaleza térmica.

Radiación corpuscular del sol.

Una serie de fenómenos geofísicos (tormentas magnéticas, es decir, cambios a corto plazo en el campo magnético de la Tierra, auroras, etc.) también están asociados con la actividad solar. Pero estos fenómenos ocurren un día después de las erupciones solares. No son causadas por la radiación electromagnética, que llega a la Tierra después de 8,3 minutos, sino por corpúsculos (protones y electrones que forman plasma enrarecido), que penetran en el espacio cercano a la Tierra con un retraso (de 1 a 2 días), ya que se mueven. a velocidades de 400 - 1000 km /c.

Los corpúsculos son emitidos por el Sol incluso cuando no hay llamaradas ni manchas en él. La corona solar es una fuente de constante salida de plasma (viento solar), que se produce en todas direcciones. El viento solar, creado por la corona en continua expansión, cubre los planetas que se mueven cerca del Sol y. Las llamaradas van acompañadas de “ráfagas” de viento solar. Los experimentos en estaciones interplanetarias y satélites terrestres artificiales permitieron detectar directamente el viento solar en el espacio interplanetario. Durante las llamaradas y durante la silenciosa salida del viento solar, no sólo los corpúsculos penetran en el espacio interplanetario, sino también el campo magnético asociado al plasma en movimiento.

La Tierra recibe 1,36*10,24 cal de calor al año del Sol. En comparación con esta cantidad de energía, la cantidad restante de energía radiante que llega a la superficie de la Tierra es insignificante. Así, la energía radiante de las estrellas es una cienmillonésima parte de la energía solar, la radiación cósmica es dos milmillonésimas, el calor interno de la Tierra en su superficie es igual a una cincomilésima parte del calor solar.
Radiación del sol - radiación solar- es la principal fuente de energía para casi todos los procesos que ocurren en la atmósfera, la hidrosfera y las capas superiores de la litosfera.
La unidad de medida de la intensidad de la radiación solar se considera el número de calorías de calor absorbidas por 1 cm2 de una superficie absolutamente negra perpendicular a la dirección de los rayos del sol en 1 minuto (cal/cm2*min).

El flujo de energía radiante del Sol que llega a la atmósfera terrestre es muy constante. Su intensidad se llama constante solar (Io) y se considera que en promedio es 1,88 kcal/cm2 min.
El valor de la constante solar fluctúa dependiendo de la distancia de la Tierra al Sol y de la actividad solar. Sus fluctuaciones a lo largo del año son del 3,4-3,5%.
Si los rayos del sol cayeran verticalmente en todas partes de la superficie terrestre, entonces, en ausencia de atmósfera y con una constante solar de 1,88 cal/cm2*min, cada centímetro cuadrado recibiría 1000 kcal por año. Debido a que la Tierra es esférica, esta cantidad se reduce 4 veces y 1 metro cuadrado. cm recibe una media de 250 kcal al año.
La cantidad de radiación solar que recibe una superficie depende del ángulo de incidencia de los rayos.
La cantidad máxima de radiación la recibe una superficie perpendicular a la dirección de los rayos del sol, porque en este caso toda la energía se distribuye en un área con una sección transversal igual a la sección transversal del haz de rayos - a. Cuando el mismo haz de rayos incide oblicuamente, la energía se distribuye sobre un área mayor (sección b) y una unidad de superficie recibe menos. Cuanto menor es el ángulo de incidencia de los rayos, menor es la intensidad de la radiación solar.
La dependencia de la intensidad de la radiación solar del ángulo de incidencia de los rayos se expresa mediante la fórmula:

I1 = I0 * sen h,

R = Q*(1-α) - I,

La radiación solar, que incluye longitudes de onda electromagnéticas inferiores a 4 μm1, se denomina comúnmente radiación de onda corta en meteorología. En el espectro solar hay ultravioleta (< 400 нм), видимую (= 400…760 нм) и инфракрасную (>760 nm) piezas.

La radiación solar que proviene directamente del disco solar se denomina radiación solar directa S. Suele caracterizarse por su intensidad, es decir, la cantidad de energía radiante en calorías que pasa en 1 minuto a través de 1 cm2 de área perpendicular a los rayos del sol.

La intensidad de la radiación solar directa que llega al límite superior de la atmósfera terrestre se denomina constante solar S 0 . Es aproximadamente 2 cal/cm2 min. En la superficie terrestre, la radiación solar directa es siempre significativamente menor que este valor, ya que, al atravesar la atmósfera, su energía solar se debilita debido a la absorción y dispersión por las moléculas de aire y las partículas en suspensión (partículas de polvo, gotitas, cristales). La atenuación de la radiación solar directa por la atmósfera se caracteriza por el coeficiente de atenuacióna o por el coeficiente de transparencia.

Para calcular la radiación solar directa que incide sobre una superficie perpendicular se suele utilizar la fórmula de Bouguer:

donde S m es la radiación solar directa, cal cm-2 min-1, para una masa dada de la atmósfera; S 0 es la constante solar p t es el coeficiente de transparencia para una masa dada de la atmósfera; atmósfera en el camino del sol

sa no se encuentra según la fórmula, sino según la tabla de Bemporad. De la fórmula (3.1) se deduce que

1 1 µm = 10-3 nm = 10-6 m Los micrómetros también se llaman micrones y los nanómetros se llaman milimicrones. 1 nanómetro = 10-9 m.

donde h es la altura del sol sobre el horizonte.

La radiación que llega a la superficie terrestre desde todos los puntos del cielo se llama difusa D. La suma de la radiación solar directa y difusa que llega a la superficie terrestre horizontal es la radiación solar total Q:

Q = S" + D.(3.4)

La radiación total que llega a la superficie terrestre, parcialmente reflejada desde ella, crea radiación reflejada R, dirigida desde la superficie terrestre hacia la atmósfera. El resto de la radiación solar total es absorbida por la superficie terrestre. La relación entre la radiación reflejada desde la superficie terrestre y la radiación total entrante se llama albedoA.

El valor A R caracteriza la reflectividad de la tierra.

nueva superficie. Se expresa en fracciones de unidad o porcentaje. La diferencia entre la radiación total y la reflejada se llama radiación absorbida o equilibrio de la radiación de onda corta de la superficie terrestre B k:

La superficie de la tierra y la atmósfera terrestre, como todos los cuerpos con una temperatura superior al cero absoluto, también emiten radiación, que convencionalmente se denomina radiación de onda larga. Sus longitudes de onda son aproximadamente de

4 a 100 µm.

La radiación natural de la superficie terrestre, según la ley de Stefan-Boltzmann, es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura absoluta.

donde = 0,814 10-10 cal/cm2 min deg4 Constante de Stefan-Boltzmann; emisividad relativa de la superficie activa: para la mayoría de las superficies naturales 0,95.

La radiación atmosférica se dirige tanto hacia la Tierra como hacia el espacio exterior. La parte de la radiación atmosférica de onda larga que se dirige hacia abajo y llega a la superficie terrestre se llama contraradiación de la atmósfera y se denomina E a.

La diferencia entre la radiación propia de la superficie terrestre E z y la contraemisión de la atmósfera E a se denomina radiación efectiva.

El valor E eff, tomado con el signo opuesto, es el equilibrio de la radiación de onda larga en la superficie terrestre.

La diferencia entre toda la radiación entrante y toda la radiación saliente se llama

3.1. Instrumentos para medir el equilibrio de radiación.

Y sus componentes

Para medir la intensidad de la energía radiante se utilizan instrumentos actinométricos de varios diseños. Los dispositivos pueden ser absolutos y relativos. Para los instrumentos absolutos, las lecturas se obtienen inmediatamente en unidades térmicas, y para las relativas, en relativas, por lo que para tales instrumentos es necesario conocer los factores de conversión para la transición a unidades térmicas.

Los dispositivos absolutos son bastante complejos en diseño y manejo y no se utilizan ampliamente. Se utilizan principalmente para comprobar instrumentos relativos. En el diseño de dispositivos relativos, el método termoeléctrico se utiliza con mayor frecuencia, que se basa en la dependencia de la fuerza de la termocorriente de la diferencia de temperatura entre las uniones.

Los receptores de dispositivos termoeléctricos son termopilas hechas de uniones de dos metales (Fig. 3.1). La diferencia de temperatura entre las uniones se crea como resultado de la diferente absortividad de las uniones o

vanómetro 3. En el segundo caso, la diferencia de temperatura entre las uniones se logra sombreando algunas (unión 3) e irradiando otras (unión 2) con radiación solar. Dado que la diferencia de temperatura entre las uniones está determinada por la radiación solar entrante, su intensidad será proporcional a la fuerza de la corriente termoeléctrica:

donde N es la desviación de la aguja del galvanómetro; a es el factor de conversión, cal/cm2 min.

Por tanto, para expresar la intensidad de la radiación en unidades térmicas, es necesario multiplicar las lecturas del galvanómetro por un factor de conversión.

El factor de conversión para un par dispositivo termoeléctrico-galvanómetro se determina por comparación con un dispositivo de control o se calcula a partir de las características eléctricas contenidas en los certificados del galvanómetro y dispositivo actinométrico, con una precisión de 0,0001 cal/cm2 min mediante la fórmula

donde a es el factor de conversión; precio de división de escala del galvanómetro, mA k sensibilidad del dispositivo termoeléctrico, milivoltios por 1 cal/cm2 min; R b resistencia de la termopila, Ohm; R r resistencia interna del galvanómetro, Ohm R resistencia adicional del galvanómetro, Ohm; .

Actinómetro termoeléctrico AT-50 Sirve para medir la radiación solar directa.

Dispositivo actinómetro. El receptor del actinómetro es un disco 1 hecho de lámina de plata (Fig. 3.2). En el lado que mira hacia el Sol, el disco está ennegrecido, y en el otro lado, a través de una junta de papel aislante, están pegadas las uniones internas de las estrellas térmicas hechas de manganina y constante, que constan de 36 termoelementos (en la imagen solo se muestran siete termoelementos). el diagrama). Uniones exteriores 3 estrellas térmicas mediante papel aislante pro-

Arroz. 3.2. Circuito estrella termal

La mampostería 5 está pegada a un disco de cobre4. Por-

hijas del actinómetro este último se coloca en una enorme caja de cobre con soportes a los que se fijan

cables de termopila y cables blandos 6 (Fig. 3.3).

El cuerpo con soportes se cierra mediante una carcasa 7, se fija con una tuerca8 y se conecta mediante un tornillo10 a un tubo de medición9. En el interior del tubo hay cinco diafragmas, dispuestos en orden decreciente de su diámetro de 20 a 10 mm hacia el cuerpo. Los diafragmas se mantienen en su lugar mediante arandelas planas y de resorte instaladas entre el cuerpo y el diafragma más pequeño. El interior del diafragma está ennegrecido.

En los extremos del tubo hay anillos 12 y 13 para apuntar el actinómetro al sol. Hay un agujero en el anillo 13 y un punto en el anillo 12. Cuando se instala correctamente, el haz de luz que pasa a través del orificio debe incidir con precisión en la punta del anillo12. El tubo se cierra con una tapa extraíble 11, que sirve para determinar la posición cero del galvanómetro y protege el receptor de la contaminación.

El tubo 9 está conectado a un soporte14, montado en una meseta16 con un trípode de paralaje17. Para fijar el eje del trípode según la latitud del lugar, utilice una escala 18 con divisiones, una marca 19 y un tornillo 20.

Instalación. Primero, el eje del trípode se ajusta según la latitud del sitio de observación. Para ello, afloje el tornillo 20 y gire el eje del trípode hasta la división de escala 18, correspondiente a

dada la latitud, con un riesgo de 19 y Arroz. 3.3.Termoeléctricafijar el eje en esta posición

actinómetro AT-50

NI. Luego se instala el actinómetro sobre un soporte horizontal de modo que la flecha de la meseta quede orientada hacia el norte y, quitando la tapa, se orienta hacia el sol aflojando el tornillo 23 y girando el mango 22; el tubo9 se gira hasta que el haz de luz que pasa a través del orificio del anillo13 incide en un punto del anillo12. Después de esto, los cables del actinómetro, con la tapa 11 abierta, se conectan a los terminales (+) y (C) del galvanómetro, observando la polaridad. Si la aguja del galvanómetro se desvía más allá de cero, se intercambian los cables.

Observaciones. 1 minuto antes del inicio de la observación, verifique la instalación del receptor del actinómetro al sol. Después de esto, se cierra la tapa y se mide la posición cero N 0 usando el galvanómetro. Luego retire la tapa, verifique la precisión de apuntar al sol y lea las lecturas del galvanómetro 3 veces con un intervalo de 10 a 15 s (N 1, N 2, N 3) y la temperatura en el galvanómetro. Después de las observaciones, el dispositivo se cierra con la tapa del estuche.

Procesamiento de observaciones. A partir de tres lecturas con un galvanómetro, se encuentra el valor promedio N c con una precisión de 0,1:

norte con norte 1norte 2norte 3. 3

Para obtener una lectura corregida N al valor promedio N, ingrese una corrección de escala N, una corrección de temperatura N t del certificado de calibración del galvanómetro y reste la posición del punto cero N 0:

N N Nt N0 .

Para expresar la intensidad de la radiación solar S en cal/cm2 min, se multiplican las lecturas del galvanómetro N por el factor de conversión:

La intensidad de la radiación solar directa sobre una superficie horizontal se calcula mediante la fórmula (3.3).

La altura del sol sobre el horizonte h y sinh se puede determinar mediante la ecuación

sen h = sen sen+ cos cos cos,

¿Dónde está la latitud del sitio de observación? declinación del sol para un día determinado (Apéndice 9); el ángulo horario del sol, medido desde el mediodía verdadero. Está determinado por el tiempo real de la mitad de las observaciones: t fuente = 15 (t fuente 12 horas).

Piranómetro termoeléctrico P-3x3 Se utiliza para medir la radiación solar difusa y total.

Estructura del piranómetro (Fig. 3.4).

La parte receptora del piranómetro es una batería termoeléctrica 1, que consta de 87 termoelementos de manganina y constante. Se sueldan secuencialmente tiras de manganina y constante de 10 mm de largo y se colocan en un cuadrado de 3x3 cm de modo que las soldaduras queden ubicadas en el medio y en las esquinas. En el exterior, la superficie de la termopila está cubierta de hollín y magnesio. Las uniones pares de la termopila están pintadas de blanco y las impares

- en negro. Los cruces están ubicados de manera que

áreas en blanco y negro se alternan en

Arroz. 3.4. Piranómetro termoeléctrico P-3x3

patrón de tablero de ajedrez. Mediante una junta de papel aislante, la termopila se fija a las nervaduras de la teja 2, atornilladas al cuerpo3.

Debido a la diferente absorción de la radiación solar, se crea una diferencia de temperatura entre las uniones blancas y negras, por lo que se produce una corriente térmica en el circuito. Los cables de la termopila están conectados a los terminales 4, a los que están conectados los cables que conectan el piranómetro al galvanómetro.

La parte superior de la carcasa está cerrada con una tapa semiesférica de vidrio 5 para proteger la termopila del viento y las precipitaciones. Para proteger la termopila y la tapa de vidrio de una posible condensación de vapor de agua, en la parte inferior del cuerpo hay un secador de vidrio6 con un absorbente químico de humedad (sodio metálico, gel de sílice, etc.).

Una carcasa con una termopila y una tapa de vidrio forma el cabezal del piranómetro, que está atornillado a un soporte 7, sujeto a un trípode 8 con un tornillo 9. El trípode está montado en la base del estuche y tiene dos tornillos de fijación10. Al medir la radiación dispersa o total, el piranómetro se instala horizontalmente a un nivel girando los tornillos10.

Para proteger el cabezal del piranómetro de la luz solar directa, se utiliza una pantalla de sombra, cuyo diámetro es igual al diámetro de la tapa de vidrio. La pantalla de sombra está montada sobre un tubo 14, que está conectado con un tornillo 13 a una varilla horizontal 12.

Cuando el receptor del piranómetro está sombreado por una pantalla de sombra, se mide la radiación dispersada y, sin sombra, se mide la radiación total.

Para determinar la posición cero de la aguja del galvanómetro, así como para proteger la tapa de vidrio contra daños, el cabezal del piranómetro se cubre con una cubierta de metal 16.

Instalación. El dispositivo está instalado en un área abierta. Antes de la observación, verifique la presencia de desecante en el secador de vidrio (1/3 del secador debe estar lleno de desecante). Luego se fija el tubo 14 con la pantalla de sombra 15 a la varilla 12 mediante un tornillo 13.

El piranómetro siempre está orientado hacia el sol por el mismo lado, marcado con un número en la cabeza. Para girar la cabeza del piranómetro numerada hacia el sol, se afloja ligeramente el tornillo 9 y se fija en esta posición.

La horizontalidad de la termopila se comprueba en el nivel 11 y, si no es correcta, se ajusta mediante los tornillos prisioneros 10.

El galvanómetro para medir la fuerza de la termocorriente se instala en el lado norte del piranómetro a una distancia tal que el observador, al realizar lecturas, no proteja el piranómetro no solo de la luz solar directa.

rayos, sino también de partes del cielo. La correcta conexión del piranómetro al galvanómetro se comprueba con la tapa del piranómetro retirada y el bloqueo del galvanómetro liberado. Cuando la aguja se desvía más allá de cero en la escala, los cables se intercambian.

Observaciones. Inmediatamente antes de la observación, verifique que el dispositivo esté instalado correctamente en nivel y en relación con el sol. Para medir la posición cero del galvanómetro, el cabezal del piranómetro se cierra con una tapa 16 y se registran las lecturas del galvanómetro N 0. Después de esto, se retira la tapa del piranómetro y se realizan una serie de lecturas a intervalos de 10 a 15 s.

Primero, las lecturas del galvanómetro se toman con el piranómetro sombreado para determinar la radiación dispersa N 1, N 2, N 3, luego en la posición sin sombra (la pantalla de sombra se baja aflojando el tornillo 13) para determinar la radiación total N 4, N 5, N 6. Después de las observaciones, se desenrosca el tubo con la pantalla de sombra y se cierra el piranómetro con la tapa del estuche.

Procesamiento de observaciones. A partir de una serie de lecturas en un galvanómetro para cada tipo de radiación se determinan los valores medios N D y N Q:

Luego se obtienen los valores corregidos de N D y N Q. Para ello, las correcciones de escala N D y N Q se determinan a partir de los valores medios del certificado de calibración del galvanómetro y se resta la lectura de bala del galvanómetro:

ND ND N N0 , NQ NQ N N0 .

Para determinar la intensidad de la radiación dispersada D en cal/cm2 min, es necesario multiplicar las lecturas del galvanómetro N D por el factor de conversión:

Para determinar la radiación total Q en cal/cm2 min, también se introduce un factor de corrección para la altura del sol F h. Este factor de corrección se indica en el certificado de verificación en forma de gráfico: la altura del sol sobre el horizonte se representa en el eje de abscisas y el factor de corrección se representa en el eje de ordenadas.

Teniendo en cuenta el factor de corrección por la altura del sol, la radiación total está determinada por la fórmula

Q = a (NQ ND )Fh + ND .

Cuando se observa con un piranómetro, la intensidad de la radiación directa sobre una superficie horizontal se puede calcular como la diferencia entre la radiación total y la dispersa:

El albedómetro termoeléctrico móvil AP-3x3 está destinado a

Ideal para medir la radiación total, dispersa y reflejada en condiciones de campo. En la práctica, se utiliza principalmente para medir el albedo de la superficie activa.

Dispositivo albedómetro. El receptor del albedómetro (Fig. 3.5) es la cabeza del piranómetro1, atornillada a un manguito2 a un tubo3 con un cardán4 y un mango5. Al girar el mango 180°, el receptor puede mirar hacia arriba para medir la radiación de onda corta entrante y hacia abajo para medir la radiación de onda corta reflejada. Para garantizar que el tubo esté en posición vertical, en su interior se desliza un peso especial sobre una varilla, que siempre baja cuando se gira el dispositivo. Para suavizar los golpes al girar el dispositivo, se colocan juntas de goma en los extremos del tubo6.

Cuando se desmonta, el dispositivo se monta sobre la base de una caja de metal.

(C) con el receptor abierto y el pararrayos del galvanómetro liberado. Si la aguja del galvanómetro pasa de cero, se intercambian los cables.

Durante las observaciones en un área permanente, el receptor del albedómetro se instala a una altura de 1 a 1,5 m por encima de la superficie activa, y en campos agrícolas, a una distancia de 0,5 m del nivel superior de la cubierta vegetal. Al medir la radiación total y dispersa, la cabeza del albedómetro se gira con su número hacia el sol.

Observaciones. 3 minutos antes del inicio de las observaciones, marque el punto cero. Para ello se cierra el cabezal del albedómetro con una tapa y se toman las lecturas del galvanómetro N 0. Luego abra la tapa y haga tres lecturas en el galvanómetro con el receptor del albedómetro colocado hacia arriba para medir la radiación total entrante: N 1, N 2, N 3. Después de la tercera lectura, se baja el volumen del receptor y después de 1 minuto se realizan tres lecturas para medir la radiación reflejada: N 4, N 5, N 6. Luego se vuelve a encender el receptor y después de 1 minuto se realizan tres lecturas más para medir la radiación total entrante: N 7, N 8, N 9. Después de completar una serie de lecturas, el receptor se cierra con una tapa.

Procesamiento de observaciones. Primero, calcule las lecturas promedio del galvanómetro para cada tipo de radiación N Q y N Rk:

N Q N 1N 2N 3N 7N 8N 9, 6

N Rk N 4N 5N 6. 3

Luego se introduce una corrección de escala del certificado de calibración N Q y N Rk a los valores promedio, se resta el punto cero N 0 y se determinan los valores corregidos N Q y N Rk:

N QN QN N 0 , N RkN RkN N 0 .

Dado que el albedo se expresa como la relación entre la radiación reflejada y la radiación total, el factor de conversión se reduce y el albedo se calcula como la relación entre las lecturas corregidas del galvanómetro al medir la radiación reflejada y total (en porcentaje):

El albedómetro es el dispositivo más versátil. Si existe un factor de conversión, se puede utilizar para determinar la radiación total, dispersada, reflejada y calcular la radiación directa sobre una superficie horizontal. Al observar radiación dispersa, es necesario utilizar una pantalla de sombra para proteger el receptor de la luz solar directa.

Medidor de equilibrio termoeléctrico M-10 utilizado para medir

ción del balance de radiación de la superficie subyacente, o radiación residual, que es la suma algebraica de todos los tipos de radiación recibida y perdida por esta superficie. La parte entrante de la radiación consiste en radiación directa sobre la superficie horizontal S", radiación dispersa D y radiación atmosférica E a. La parte saliente del balance de radiación, o radiación saliente, se refleja radiación de onda corta R K y radiación de onda larga de la tierra E 3.

El funcionamiento del medidor de balanza se basa en la conversión de los flujos de radiación en fuerza termoelectromotriz mediante una termopila.

La fuerza electromotriz que surge en la termopila es proporcional a la diferencia de temperatura entre los receptores superior e inferior del medidor de balanza. Dado que la temperatura de los receptores depende de la radiación entrante y saliente, la fuerza electromotriz será proporcional a la diferencia en los flujos de radiación que llegan desde arriba y desde abajo de los receptores.

El balance de radiación B cuando se mide con un medidor de balanza se expresa mediante la ecuación

N lectura del galvanómetro; k factor de corrección teniendo en cuenta la influencia de la velocidad del viento (Tabla 3.1).

Tabla 3.1

Factor de corrección k (ejemplo)

Las lecturas del balanceador, multiplicadas por el factor de corrección correspondiente a una determinada velocidad del viento, se reducen a las lecturas del balanceador en condiciones de calma.

Dispositivo medidor de equilibrio(Figura 3.6). El receptor del medidor de balanza son dos finas placas de cobre ennegrecidas 1 y 2, con forma de cuadrado con un lado de 48 mm. En el interior se les pegan 3 y 4 termopilas mediante juntas de papel. Las uniones se forman mediante vueltas de cinta de Constantan enrolladas sobre un bloque de cobre5. Cada vuelta de la cinta está medio plateada. El principio y el final de la capa de plata sirven como termoselladores. Las uniones pares se pegan en la parte superior y las impares

a la placa inferior. Toda la termopila consta de diez barras, cada una de las cuales tiene entre 32 y 33 vueltas enrolladas. El receptor del medidor de balanza está colocado en una carcasa6 con forma de disco con un diámetro de 96 mm y un espesor de 4 mm. El cuerpo está conectado a un mango7 a través del cual se pasan los cables8 de la termopila. Medidor de equilibrio mediante rótulas.

Instalación. El dispositivo se fija mediante un casquillo al extremo de un listón de madera a una altura de 1,5 m del suelo. El receptor siempre se instala horizontalmente con el mismo lado del receptor hacia arriba, marcado en el dispositivo con el número 1. Los cables de la termopila están conectados al galvanómetro.

En la mayoría de los casos, el medidor de balanza está protegido con una pantalla contra la radiación solar directa. Por ello, se instala un actinómetro en el mismo carril que la balanza para medir la radiación solar directa. Para tener en cuenta la influencia de la velocidad del viento, se instala un anemómetro al nivel del medidor de balanza y a poca distancia de él.

Observaciones. 3 minutos antes del inicio de la observación, se determina el punto cero del medidor de balanza N 0. Esto se hace con un circuito abierto. Después de esto, la balanza se conecta al galvanómetro de modo que la aguja del galvanómetro se desvíe hacia la derecha y se realizan tres lecturas en la balanza N 1, N 2, N 3 y simultáneamente tres lecturas en el anemómetro 1, 2, 3. . Si el medidor de equilibrio está instalado con una pantalla de sombra, luego de la primera y segunda lectura en el medidor de equilibrio, se realizan dos lecturas en el actinómetro.

La respuesta a la pregunta de qué es la radiación solar es todo el espectro de luz emitida por el sol. Incluye la luz visible y todas las demás frecuencias de radiación en el espectro electromagnético. En comparación con las fuentes de energía habituales en la Tierra, el Sol emite enormes cantidades de energía. El tipo de radiación emitida por el sol es producto de su calor, que es causado por la fusión nuclear dentro del núcleo del sol. Los científicos estudian la radiación solar porque la influencia del Sol en el cuerpo humano y en el planeta en su conjunto es enorme.

Sólo una pequeña fracción de la radiación solar llega a la Tierra: la mayor parte se irradia al espacio vacío. Sin embargo, la fracción que realmente llega a la Tierra es mucho mayor que la cantidad de energía consumida en la Tierra por fuentes como los combustibles fósiles. La enorme cantidad de energía emitida por el sol se explica por su gran masa y su alta temperatura.

Tipos de radiación solar

La radiación solar total, a menudo llamada radiación global, es la suma de la radiación directa, difusa y reflejada. La radiación solar de la que disponemos es siempre una mezcla de los tres componentes anteriores.

Tipos de radiación solar

Radiación directa

La radiación directa se obtiene de los rayos solares que pasan directamente del sol a la tierra. La dirección de la radiación también se denomina radiación de haz o radiación de haz directo. Dado que la radiación directa son los rayos del sol que se mueven en línea recta, se forman sombras de los objetos que aparecen en el camino de los rayos del sol. Las sombras indican la presencia de radiación directa.
En zonas soleadas y durante el verano, la radiación directa representa casi el 70-80% de la radiación total. Las instalaciones solares utilizan seguimiento solar para absorber la mayor parte de la radiación directa. Si no se instala un sistema de seguimiento solar, no se captará la valiosa radiación directa.

Radiación difusa

La radiación directa tiene una dirección fija. La radiación difusa no tiene una dirección fija. Cuando los rayos del sol son dispersados ​​por partículas presentes en la atmósfera, estos rayos solares dispersos representan radiación difusa.

A medida que aumenta la contaminación, también aumenta la cantidad de radiación difusa. En zonas montañosas y durante el invierno, el porcentaje de radiación difusa aumenta. Los paneles solares capturan la máxima cantidad de radiación dispersada cuando se mantienen en posición horizontal. Esto significa que con paneles solares que están en ángulo para rastrear la mayor parte de la radiación directa, se reducirá la cantidad de radiación parásita capturada por los paneles. Cuanto mayor sea el ángulo que forman los paneles solares con el suelo, menor será la cantidad de radiación dispersada capturada por los paneles.

Radiación reflejada y global.

La radiación reflejada es el componente de la radiación que se refleja desde superficies distintas a las partículas de aire. La radiación reflejada por colinas, árboles, casas y cuerpos de agua refleja la radiación reflejada. La radiación reflejada suele representar un pequeño porcentaje de la radiación global, pero puede contribuir hasta un 15% en zonas nevadas.

La radiación global es la suma de la radiación directa, difusa y reflejada. La radiación solar es una combinación de ondas ultravioleta e infrarrojas. Cada uno de estos componentes afecta al cuerpo a su manera.

La influencia de la radiación solar en el cuerpo humano.

Hablando del efecto del sol en el cuerpo humano, es imposible determinarlo con exactitud. ¿Qué impacto tiene en la salud humana, daño o beneficio? Los rayos del sol emiten radiación ultravioleta e infrarroja. Los rayos del sol son como kilocalorías que se obtienen de los alimentos. Su deficiencia provoca emaciación y en exceso provocan obesidad. Así es en esta situación. Una cantidad moderada de radiación solar tiene un efecto positivo en el organismo, mientras que un exceso de radiación ultravioleta provoca quemaduras y el desarrollo de numerosas enfermedades. Influencia

Efectos positivos de la radiación infrarroja.

La característica principal de los rayos infrarrojos es que crean un efecto térmico que tiene un efecto positivo en el cuerpo humano. El elemento calefactor ayuda a dilatar los vasos sanguíneos y normalizar la circulación sanguínea. El calor tiene un efecto relajante sobre los músculos, aportando un ligero efecto antiinflamatorio y analgésico. Bajo la influencia del calor, el metabolismo aumenta y se normalizan los procesos de asimilación de componentes biológicamente activos. La radiación infrarroja del sol estimula el cerebro y el aparato visual.

¡Interesante! Gracias a la radiación solar, sincroniza los ritmos biológicos del cuerpo, empezando por el sueño y la vigilia. El tratamiento con rayos infrarrojos del sol mejora el estado de la piel y elimina el acné. La luz cálida levanta el ánimo y mejora el trasfondo emocional de una persona. También mejoran la calidad del esperma en los hombres y la potencia.

Efectos positivos de la radiación ultravioleta.

A pesar de toda la controversia sobre los efectos negativos de la radiación ultravioleta en el organismo, su ausencia puede provocar graves problemas de salud. Este es uno de los factores más importantes de la existencia. Y la falta de luz ultravioleta en el cuerpo trae los siguientes cambios:
En primer lugar, debilita el sistema inmunológico (principalmente afecta a las células del cuerpo). Esto se debe a una absorción deficiente de vitaminas y minerales, trastornos metabólicos a nivel celular.

Existe una tendencia a desarrollar enfermedades crónicas nuevas o a una exacerbación de ellas, y las complicaciones ocurren con mayor frecuencia. Se observaron letargo, síndrome de fatiga crónica y niveles reducidos de eficiencia. La falta de luz ultravioleta en los niños impide la formación de vitamina D y provoca una ralentización. Sin embargo, es necesario comprender que la actividad solar excesiva no beneficiará al cuerpo.

Efectos negativos del sol.

El tiempo de exposición a las ondas infrarrojas y ultravioletas debe limitarse estrictamente. Radiación solar excesiva:

• puede provocar un deterioro del estado general del cuerpo (el llamado choque térmico por sobrecalentamiento);
• afectan negativamente la piel, pueden provocar cambios permanentes;
• perjudica la visión;
• provoca alteraciones hormonales en el cuerpo;
• puede provocar el desarrollo de reacciones alérgicas;
• puede provocar un impacto negativo en el genoma humano y la estructura del ADN humano;
• afecta negativamente al feto;
• Afecta negativamente a la psique humana.

El efecto del sol en la piel.

Una cantidad excesiva de radiación solar provoca graves problemas en la piel. A corto plazo, corre el riesgo de sufrir quemaduras o dermatitis. Este es el problema más pequeño que puedes encontrar cuando estás encantado por el sol en un día caluroso. Si esta situación se repite con envidiable regularidad, la radiación solar estimulará la formación de tumores malignos en el melanoma cutáneo.

Además, la irradiación ultravioleta deshidrata la piel, volviéndola fina y sensible. Pero la exposición permanente a la luz directa acelera el proceso de envejecimiento, provocando la aparición de arrugas tempranas.

Impacto negativo en la visión.

El efecto de la luz solar sobre el aparato visual es enorme. De hecho, gracias a los rayos de luz, recibimos información sobre el mundo que nos rodea. La iluminación artificial puede ser una alternativa a la luz natural en algunos aspectos, pero en términos de lectura y escritura con luz de lámpara, aumenta la fatiga visual.
Cuando se habla de los efectos negativos sobre los seres humanos y la luz solar visible, se entiende el daño ocular provocado por la exposición prolongada al sol sin gafas de sol.
Debido a las molestias que puedas experimentar, puedes experimentar dolor en los ojos, enrojecimiento y fotofobia. El daño más grave a la retina es el ardor. También es posible resecar la piel y formar arrugas.

Los efectos de la radiación en el cuerpo humano en el espacio.

La radiación espacial es uno de los principales riesgos para la salud derivados de los vuelos espaciales. Es peligroso porque tiene suficiente energía para cambiar o destruir moléculas de ADN, lo que puede dañar o matar células. Esto puede provocar problemas de salud que van desde efectos agudos hasta una exposición prolongada.

Los efectos agudos, como cambios en la sangre, diarrea, náuseas y vómitos, son leves y se recuperan. Otros efectos de la radiación aguda son mucho más graves, como daños al sistema nervioso central o incluso la muerte. Tal exposición no debería ser el resultado de la exposición a la radiación cósmica, a menos que el astronauta esté expuesto a partículas solares, como una llamarada solar, que produce altas dosis de radiación.

La energía del Sol es la fuente de vida en nuestro planeta. El sol calienta la atmósfera y la superficie de la Tierra. Gracias a la energía solar, soplan los vientos, se produce el ciclo del agua en la naturaleza, los mares y océanos se calientan, las plantas se desarrollan y los animales obtienen alimento (ver Fig. 1.1). Es gracias a la radiación solar que existen combustibles fósiles en la Tierra.

Figura 1.1 – La influencia de la radiación solar en la Tierra

La energía solar se puede convertir en calor o frío, fuerza motriz y electricidad. La principal fuente de energía para casi todos los procesos naturales que ocurren en la superficie de la Tierra y en la atmósfera es la energía que llega a la Tierra desde el Sol en forma de radiación solar.

La Figura 1.2 presenta un esquema de clasificación que refleja los procesos que ocurren en la superficie de la Tierra y en su atmósfera bajo la influencia de la radiación solar.

Los resultados de la actividad solar directa son el efecto térmico y el efecto fotoeléctrico, como resultado de los cuales la Tierra recibe energía térmica y luz. Los resultados de la actividad indirecta del Sol son los efectos correspondientes en la atmósfera, la hidrosfera y la geosfera, que provocan la aparición de vientos y olas, determinan el flujo de los ríos y crean las condiciones para preservar el calor interno de la Tierra.

Figura 1.2 - Clasificación de fuentes de energía renovables

El Sol es una bola de gas con un radio de 695.300 km, 109 veces el radio de la Tierra, con una temperatura superficial radiante de unos 6.000°C. La temperatura en el interior del Sol alcanza los 40 millones de °C.

La figura 1.3 muestra un diagrama de la estructura del Sol. El sol es un “reactor termonuclear” gigante que funciona con hidrógeno y convierte 564 millones de toneladas de hidrógeno en 560 millones de toneladas de helio cada segundo al derretirse. La pérdida de cuatro millones de toneladas de masa equivale a 9:1-10 9 GW h de energía (1 GW equivale a 1 millón de kW). En un segundo se produce más energía de la que podrían producir seis mil millones de centrales nucleares en un año. Gracias a la capa protectora de la atmósfera, sólo una parte de esta energía llega a la superficie de la Tierra.

La distancia entre los centros de la Tierra y el Sol es en promedio 1.496 * 10 8 km.

Anualmente Sol envía alrededor de 1,6 a la Tierra 10 18 kilovatios h de energía radiante o 1,3 * 10 24 cal de calor. Esto es 20.000 veces más que el consumo energético mundial actual. Contribución Sol en el balance energético del planeta es 5.000 veces mayor que la contribución total de todas las demás fuentes.

Esta cantidad de calor sería suficiente para derretir una capa de hielo de 35 m de espesor que cubre la superficie terrestre a 0°C.

En comparación con la radiación solar, todas las demás fuentes de energía que llegan a la Tierra son insignificantes. Así, la energía de las estrellas es una cienmillonésima parte de la energía solar; Radiación cósmica: dos partes por mil millones. El calor interno que llega desde las profundidades de la Tierra a su superficie es una diezmilésima parte de la energía solar.

Figura 1.3 – Diagrama de la estructura del Sol

De este modo. El sol es prácticamente la única fuente de energía térmica en la Tierra.

En el centro del Sol está el núcleo solar (ver Fig. 1.4). La fotosfera es la superficie visible del Sol, que es la principal fuente de radiación. El Sol está rodeado por una corona solar, que tiene una temperatura muy alta, pero está extremadamente enrarecida y, por lo tanto, es visible a simple vista sólo durante los períodos de eclipse solar total.

La superficie visible del Sol que emite radiación se llama fotosfera (esfera de luz). Consiste en vapores calientes de varios elementos químicos en estado ionizado.

Por encima de la fotosfera se encuentra la atmósfera luminosa y casi transparente del Sol, formada por gases enrarecidos, que se llama cromosfera.

Por encima de la cromosfera se encuentra la capa exterior del Sol, llamada corona.

Los gases que forman el Sol se encuentran en un estado de continuo movimiento violento (intenso), lo que provoca la aparición de las llamadas manchas solares, antorchas y protuberancias.

Las manchas solares son grandes embudos que se forman como resultado de movimientos de vórtice de masas de gas, cuya velocidad alcanza 1-2 km/s. La temperatura de las manchas es 1500°C más baja que la temperatura del Sol y ronda los 4500°C. El número de manchas solares varía de un año a otro con un período de unos 11 años.

Figura 1.4 - Estructura del Sol

Las antorchas solares son emisiones de energía solar y las protuberancias son explosiones colosales en la cromosfera del Sol, que alcanzan altitudes de hasta 2 millones de kilómetros.

Las observaciones han demostrado que con un aumento en el número de manchas solares, aumenta el número de fáculas y prominencias y, en consecuencia, aumenta la actividad solar.

Con el aumento de la actividad solar, se producen tormentas magnéticas en la Tierra, que tienen un impacto negativo en las comunicaciones telefónicas, telégrafas y de radio, así como en las condiciones de vida. Un aumento de las auroras se asocia con el mismo fenómeno.

Cabe señalar que durante el período de aumento de las manchas solares, la intensidad de la radiación solar primero aumenta, lo que se asocia con un aumento general de la actividad solar en el período inicial, y luego la radiación solar disminuye, a medida que el área de las manchas solares, teniendo una temperatura 1500° más baja que la temperatura de la fotosfera, aumenta.

La parte de la meteorología que estudia los efectos de la radiación solar en la Tierra y en la atmósfera se llama actinometría.

Al realizar trabajos actinométricos, es necesario conocer la posición del Sol en el firmamento. Esta posición está determinada por la altitud o azimut del Sol.

altura del sol él Se llama distancia angular del Sol al horizonte, es decir, el ángulo entre la dirección del Sol y el plano del horizonte.

La distancia angular del Sol al cenit, es decir, a su dirección vertical, se llama acimut o distancia cenital.

Existe una relación entre la altura y la distancia cenital.

(1.1)

El acimut del Sol rara vez se determina, sólo para trabajos especiales.

La altura del Sol sobre el horizonte está determinada por la fórmula:

Dónde - latitud del sitio de observación;

- la declinación del Sol es el arco del círculo de declinación del ecuador al Sol, que se calcula dependiendo de la posición del Sol a ambos lados del ecuador de 0 a ±90°;

t - Ángulo horario del Sol o tiempo solar verdadero en grados.

El valor de la declinación del Sol para cada día se da en libros de referencia astronómica durante un largo período.

Usando la fórmula (1.2) puedes calcular para cualquier momento. t la altura del sol él o a una altura determinada HC determinar el momento en que el Sol está a una altura determinada.

La altura máxima del Sol al mediodía durante varios días del año se calcula mediante la fórmula:

(1.3)