Rayonnement solaire : types et effets sur le corps. §21

Rayonnement à ondes courtes du Soleil

Les rayonnements ultraviolets et X émanent principalement des couches supérieures de la chromosphère et de la couronne. Cela a été établi en lançant des fusées avec des instruments lors d'éclipses solaires. L’atmosphère solaire très chaude émet toujours un rayonnement invisible à ondes courtes, mais il est particulièrement puissant pendant les années d’activité solaire maximale. À l'heure actuelle, le rayonnement ultraviolet augmente environ deux fois et le rayonnement X augmente des dizaines et des centaines de fois par rapport au rayonnement au cours des années minimales. L'intensité du rayonnement à ondes courtes varie de jour en jour et augmente fortement lorsque des éruptions se produisent.

Les rayonnements ultraviolets et X ionisent partiellement les couches de l'atmosphère terrestre, formant l'ionosphère à des altitudes de 200 à 500 km de la surface de la Terre. L'ionosphère joue un rôle important dans les communications radio longue distance : les ondes radio provenant de l'émetteur radio sont réfléchies à plusieurs reprises par l'ionosphère et la surface de la Terre avant d'atteindre l'antenne du récepteur. L'état de l'ionosphère change en fonction des conditions de son éclairement par le Soleil et des phénomènes qui s'y produisent. Par conséquent, pour assurer une communication radio stable, il est nécessaire de prendre en compte l'heure de la journée, la période de l'année et l'état de l'activité solaire. Après les éruptions solaires les plus puissantes, le nombre d'atomes ionisés dans l'ionosphère augmente et les ondes radio sont partiellement ou totalement absorbées par celle-ci. Cela entraîne une détérioration, voire une interruption temporaire des communications radio.

Les scientifiques accordent une attention particulière à l'étude de la couche d'ozone dans l'atmosphère terrestre. L'ozone se forme à la suite de réactions photochimiques (absorption de la lumière par des molécules d'oxygène) dans la stratosphère et sa majeure partie y est concentrée. Au total, il y a environ 3,10,9 tonnes d'ozone dans l'atmosphère terrestre. C’est très petit : l’épaisseur de la couche d’ozone pur à la surface de la Terre ne dépasserait pas 3 mm ! Mais le rôle de la couche d'ozone, qui s'étend à plusieurs dizaines de kilomètres d'altitude au-dessus de la surface de la Terre, est exceptionnellement important, car elle protège tous les êtres vivants des effets des dangereux rayonnements à ondes courtes (et principalement ultraviolets) du Soleil. . La teneur en ozone varie selon les latitudes et les différentes périodes de l'année. Elle peut diminuer (parfois de manière très significative) à la suite de divers processus. Cela peut être facilité, par exemple, par les émissions dans l'atmosphère de grandes quantités de substances chlorées appauvrissant la couche d'ozone d'origine industrielle ou par les émissions d'aérosols, ainsi que par les émissions accompagnant les éruptions volcaniques. Des zones de forte diminution des niveaux d’ozone (« trous d’ozone ») ont été découvertes dans différentes régions de notre planète, non seulement au-dessus de l’Antarctique et d’un certain nombre d’autres territoires de l’hémisphère sud de la Terre, mais également dans l’hémisphère nord. En 1992, des rapports alarmants ont commencé à apparaître concernant l'appauvrissement temporaire de la couche d'ozone au nord de la Russie européenne et une diminution des niveaux d'ozone au-dessus de Moscou et de Saint-Pétersbourg. Les scientifiques, conscients du caractère mondial du problème, organisent des recherches environnementales à l'échelle planétaire, comprenant tout d'abord un système mondial de surveillance continue de l'état de la couche d'ozone. Des accords internationaux ont été élaborés et signés pour protéger la couche d'ozone et limiter la production de substances appauvrissant la couche d'ozone.

Émission radio du Soleil

Les recherches systématiques sur les émissions radio du Soleil n'ont commencé qu'après la Seconde Guerre mondiale, lorsqu'on a découvert que le Soleil était une puissante source d'émission radio. Les ondes radio pénètrent dans l'espace interplanétaire et sont émises par la chromosphère (ondes centimétriques) et la couronne (ondes décimétriques et métriques). Cette émission radio atteint la Terre. L'émission radio du Soleil comporte deux composantes : constante, d'intensité presque inchangée, et variable (rafales, « tempêtes sonores »).

L'émission radio d'un Soleil calme s'explique par le fait que le plasma solaire chaud émet toujours des ondes radio ainsi que des oscillations électromagnétiques d'autres longueurs d'onde (émission radio thermique). Lors de grandes éruptions, les émissions radio du Soleil augmentent des milliers, voire des millions de fois, par rapport aux émissions radio du Soleil silencieux. Cette émission radio, générée par des processus non stationnaires rapides, est de nature non thermique.

Rayonnement corpusculaire du Soleil

Un certain nombre de phénomènes géophysiques (orages magnétiques, c'est-à-dire modifications à court terme du champ magnétique terrestre, aurores boréales, etc.) sont également associés à l'activité solaire. Mais ces phénomènes surviennent un jour après les éruptions solaires. Ils ne sont pas causés par un rayonnement électromagnétique, qui atteint la Terre au bout de 8,3 minutes, mais par des corpuscules (protons et électrons formant un plasma raréfié), qui pénètrent dans l'espace proche de la Terre avec un retard (de 1 à 2 jours), puisqu'ils se déplacent. à des vitesses de 400 à 1 000 km/c.

Les corpuscules sont émis par le Soleil même s'il n'y a pas d'éruptions cutanées ou de taches dessus. La couronne solaire est une source de flux constant de plasma (vent solaire), qui se produit dans toutes les directions. Le vent solaire, créé par la couronne en expansion continue, recouvre les planètes se déplaçant à proximité du Soleil et. Les éruptions sont accompagnées de « rafales » de vent solaire. Des expériences sur des stations interplanétaires et des satellites artificiels de la Terre ont permis de détecter directement le vent solaire dans l'espace interplanétaire. Lors des éruptions et lors du flux silencieux du vent solaire, non seulement les corpuscules pénètrent dans l'espace interplanétaire, mais également le champ magnétique associé au plasma en mouvement.

La Terre reçoit 1,36*10,24 cal de chaleur par an du Soleil. Comparée à cette quantité d’énergie, la quantité restante d’énergie rayonnante atteignant la surface de la Terre est négligeable. Ainsi, l'énergie rayonnante des étoiles est un cent millionième de l'énergie solaire, le rayonnement cosmique est de deux milliardièmes, la chaleur interne de la Terre à sa surface est égale à un cinq millième de la chaleur solaire.
Rayonnement du Soleil - rayonnement solaire- est la principale source d'énergie pour presque tous les processus se produisant dans l'atmosphère, l'hydrosphère et dans les couches supérieures de la lithosphère.
L'unité de mesure de l'intensité du rayonnement solaire est le nombre de calories de chaleur absorbées par 1 cm2 d'une surface absolument noire perpendiculaire à la direction des rayons du soleil en 1 minute (cal/cm2*min).

Le flux d'énergie rayonnante du Soleil atteignant l'atmosphère terrestre est très constant. Son intensité est appelée constante solaire (Io) et est estimée en moyenne à 1,88 kcal/cm2 min.
La valeur de la constante solaire fluctue en fonction de la distance de la Terre au Soleil et de l'activité solaire. Ses fluctuations tout au long de l'année sont de 3,4 à 3,5 %.
Si les rayons du soleil tombaient verticalement partout sur la surface terrestre, alors en l'absence d'atmosphère et avec une constante solaire de 1,88 cal/cm2*min, chaque centimètre carré recevrait 1 000 kcal par an. Du fait que la Terre est sphérique, cette quantité est réduite de 4 fois et 1 m². cm reçoit en moyenne 250 kcal par an.
La quantité de rayonnement solaire reçue par une surface dépend de l'angle d'incidence des rayons.
La quantité maximale de rayonnement est reçue par une surface perpendiculaire à la direction des rayons du soleil, car dans ce cas toute l'énergie est distribuée sur une zone de section égale à la section transversale du faisceau de rayons - a. Lorsqu'un même faisceau de rayons arrive obliquement, l'énergie est répartie sur une plus grande surface (section b) et une surface unitaire en reçoit moins. Plus l’angle d’incidence des rayons est petit, plus l’intensité du rayonnement solaire est faible.
La dépendance de l'intensité du rayonnement solaire sur l'angle d'incidence des rayons est exprimée par la formule :

I1 = I0 * péché h,

R = Q*(1-α) - Je,

Le rayonnement solaire, qui comprend des longueurs d'onde électromagnétiques inférieures à 4 μm1, est communément appelé rayonnement à ondes courtes en météorologie. Dans le spectre solaire, il y a des ultraviolets (< 400 нм), видимую (= 400…760 нм) и инфракрасную (>760 nm).

Le rayonnement solaire provenant directement du disque solaire est appelé rayonnement solaire direct S. Il est généralement caractérisé par l'intensité, c'est-à-dire la quantité d'énergie rayonnante en calories passant en 1 minute à travers 1 cm2 de surface située perpendiculairement aux rayons du soleil.

L'intensité du rayonnement solaire direct arrivant à la limite supérieure de l'atmosphère terrestre est appelée constante solaire S 0 . C'est environ 2 cal/cm2 min. A la surface de la Terre, le rayonnement solaire direct est toujours nettement inférieur à cette valeur, car, en traversant l'atmosphère, son énergie solaire est affaiblie en raison de l'absorption et de la diffusion par les molécules d'air et les particules en suspension (particules de poussière, gouttelettes, cristaux). L'atténuation du rayonnement solaire direct par l'atmosphère est caractérisée soit par le coefficient d'atténuationa, soit par le coefficient de transparence.

Pour calculer le rayonnement solaire direct tombant sur une surface perpendiculaire, la formule de Bouguer est généralement utilisée :

où S m est le rayonnement solaire direct, cal cm-2 min-1, pour une masse donnée de l'atmosphère ; S 0 est la constante solaire p t est le coefficient de transparence pour une masse donnée de l'atmosphère ; ambiance sur la trajectoire du soleil

sa se trouve non pas selon la formule, mais selon le tableau Bemporad. De la formule (3.1), il résulte que

1 1 µm = 10-3 nm = 10-6 m Les micromètres sont également appelés microns et les nanomètres sont appelés millimicrons. 1 nm = 10-9 m.

où h est la hauteur du soleil au-dessus de l'horizon.

Le rayonnement arrivant sur la surface terrestre depuis tous les points du ciel est appelé diffus D. La somme du rayonnement solaire direct et diffus arrivant sur la surface terrestre horizontale est le rayonnement solaire total Q :

Q = S" + D.(3.4)

Le rayonnement total qui atteint la surface de la Terre, partiellement réfléchi par celle-ci, crée un rayonnement réfléchi R, dirigé de la surface de la Terre vers l'atmosphère. Le reste du rayonnement solaire total est absorbé par la surface terrestre. Le rapport entre le rayonnement réfléchi par la surface de la Terre et le rayonnement total entrant est appelé albédoA.

La valeur A R caractérise la réflectivité de la terre

nouvelle surface. Il est exprimé en fractions d'unité ou en pourcentage. La différence entre le rayonnement total et réfléchi est appelée rayonnement absorbé, ou bilan du rayonnement à ondes courtes de la surface terrestre B k :

La surface de la Terre et l'atmosphère terrestre, comme tous les corps dont la température est supérieure au zéro absolu, émettent également un rayonnement, classiquement appelé rayonnement à ondes longues. Ses longueurs d'onde sont approximativement de

4 à 100 µm.

Le rayonnement naturel de la surface terrestre, selon la loi de Stefan-Boltzmann, est proportionnel à la puissance quatre de sa température absolue.

où = 0,814 10-10 cal/cm2 min deg4 Constante de Stefan-Boltzmann ; émissivité relative de la surface active : pour la plupart des surfaces naturelles 0,95.

Le rayonnement atmosphérique est dirigé à la fois vers la Terre et vers l’espace. La partie du rayonnement atmosphérique à ondes longues dirigée vers le bas et arrivant à la surface de la Terre est appelée contre-rayonnement de l'atmosphère et est désignée par E a.

La différence entre le rayonnement propre de la surface terrestre E z et la contre-émission de l'atmosphère E a est appelée rayonnement effectif.

La valeur E eff, prise avec le signe opposé, est le bilan du rayonnement à ondes longues à la surface de la Terre.

La différence entre tous les rayonnements entrants et sortants est appelée

3.1. Instruments de mesure du bilan radiatif

Et ses composants

Pour mesurer l'intensité de l'énergie rayonnante, des instruments actinométriques de différentes conceptions sont utilisés. Les appareils peuvent être absolus et relatifs. Pour les instruments absolus, les lectures sont obtenues immédiatement en unités thermiques et pour les relatives - en relatives, donc pour de tels instruments, il est nécessaire de connaître les facteurs de conversion pour le passage aux unités thermiques.

Les dispositifs absolus sont assez complexes en termes de conception et de manipulation et ne sont pas largement utilisés. Ils sont principalement utilisés pour vérifier les instruments relatifs. Dans la conception de dispositifs relatifs, la méthode thermoélectrique est le plus souvent utilisée, basée sur la dépendance de l'intensité du courant thermique sur la différence de température entre les jonctions.

Les récepteurs des appareils thermoélectriques sont des thermopiles constituées de jonctions de deux métaux (Fig. 3.1). La différence de température entre les jonctions est créée en raison de la capacité d'absorption différente des jonctions ou

vanomètre 3. Dans le second cas, la différence de température entre les jonctions est obtenue en ombrageant certaines (jonction 3) et en irradiant d'autres (jonction 2) avec le rayonnement solaire. Puisque la différence de température entre les jonctions est déterminée par le rayonnement solaire entrant, son intensité sera proportionnelle à l'intensité du courant thermoélectrique :

où N est la déviation de l'aiguille du galvanomètre a est le facteur de conversion, cal/cm2 min.

Ainsi, pour exprimer l'intensité du rayonnement en unités thermiques, il est nécessaire de multiplier les lectures du galvanomètre par un facteur de conversion.

Le facteur de conversion d'un couple appareil thermoélectrique-galvanomètre est déterminé par comparaison avec un appareil de contrôle ou calculé à partir des caractéristiques électriques contenues dans les certificats du galvanomètre et de l'appareil actinométrique, avec une précision de 0,0001 cal/cm2 min selon la formule

où a est le facteur de conversion ; prix de division de l'échelle du galvanomètre, mA k sensibilité du dispositif thermoélectrique, millivolt par 1 cal/cm2 min ; R b résistance de la thermopile, Ohm ; R r résistance interne du galvanomètre, Ohm ; R résistance supplémentaire du galvanomètre, Ohm ; .

Actinomètre thermoélectrique AT-50 sert à mesurer le rayonnement solaire direct.

Appareil actinomètre. Le récepteur de l'actinomètre est un disque 1 en feuille d'argent (Fig. 3.2). Du côté face au soleil, le disque est noirci, et de l'autre côté, des jonctions internes d'étoiles thermiques en manganin et constantan, constituées de 36 thermoéléments, y sont collées à travers un joint en papier isolant (seuls sept thermoéléments sont représentés sur le schéma). Jonctions externes 3 étoiles thermiques grâce à des pro-

Riz. 3.2. Circuit étoile thermique

la maçonnerie 5 est collée sur un disque de cuivre4. Par-

filles d'actinomètre ce dernier est placé dans un boîtier en cuivre massif sur lequel sont fixées des équerres

fils de la thermopile et fils souples 6 (Fig. 3.3).

Le corps à équerres est fermé par un carter 7, fixé par un écrou8, et relié par une vis10 à un tube de mesure9. A l'intérieur du tube se trouvent cinq diaphragmes, disposés par ordre décroissant de leur diamètre de 20 à 10 mm vers le corps. Les diaphragmes sont maintenus en place par des rondelles plates et élastiques installées entre le corps et le plus petit diaphragme. L'intérieur du diaphragme est noirci.

Aux extrémités du tube se trouvent les anneaux 12 et 13 permettant d'orienter l'actinomètre vers le soleil. Il y a un trou sur l'anneau 13 et un point sur l'anneau 12. Lorsqu'il est installé correctement, le faisceau lumineux passant à travers le trou doit atteindre précisément le point de l'anneau12. Le tube est fermé par un capuchon amovible 11, qui sert à déterminer la position zéro du galvanomètre et protège le récepteur de la contamination.

Le tube 9 est relié à un support 14, monté sur un plateau 16 avec un trépied de parallaxe 17. Pour régler l'axe du trépied en fonction de la latitude du lieu, utilisez une échelle 18 avec divisions, un repère 19 et une vis 20.

Installation. Tout d'abord, l'axe du trépied est réglé en fonction de la latitude du site d'observation. Pour ce faire, desserrez la vis 20 et tournez l'axe du trépied jusqu'à ce que la graduation 18, correspondant à

étant donné la latitude, avec un risque de 19 et Riz. 3.3.Thermoélectriquefixer l'axe dans cette position

actinomètre AT-50

NI. Ensuite l'actinomètre est installé sur un support horizontal de manière à ce que la flèche sur le plateau soit orientée vers le nord, et, après avoir retiré le couvercle, elle est orientée vers le soleil en desserrant la vis 23 et en tournant la poignée 22 ; le tube9 est tourné jusqu'à ce que le faisceau de lumière passant par le trou de l'anneau13 atteigne un point de l'anneau12. Ensuite, les fils de l'actinomètre, avec le couvercle 11 ouvert, sont connectés aux bornes (+) et (C) du galvanomètre, en respectant la polarité. Si l'aiguille du galvanomètre s'écarte au-delà de zéro, les fils sont intervertis.

Observations. 1 minute avant le début de l'observation, vérifier l'installation du récepteur actinomètre au soleil. Ensuite, le couvercle est fermé et la position zéro N 0 est mesurée à l'aide du galvanomètre. Retirez ensuite le couvercle, vérifiez la précision de la visée vers le soleil et lisez les lectures du galvanomètre 3 fois avec un intervalle de 10-15 s (N 1, N 2, N 3) et la température sur le galvanomètre. Après observations, l'appareil est fermé avec le couvercle du boîtier.

Traitement des observations. A partir de trois relevés au galvanomètre, la valeur moyenne N c est trouvée avec une précision de 0,1 :

N avec N 1N 2N 3. 3

Pour obtenir une lecture corrigée N à la valeur moyenne N, saisissez une correction d'échelle N, une correction de température N t du certificat d'étalonnage du galvanomètre et soustrayez la position du point zéro N 0 :

N N Nt N0 .

Pour exprimer l'intensité du rayonnement solaire S en cal/cm2 min, les lectures du galvanomètre N sont multipliées par le facteur de conversion :

L'intensité du rayonnement solaire direct sur une surface horizontale est calculée à l'aide de la formule (3.3).

La hauteur du soleil au-dessus de l'horizon h et sinh peut être déterminée par l'équation

péché h = péché péché+ cos cos cos,

où est la latitude du site d'observation ; déclinaison du soleil pour un jour donné (Annexe 9) ; l'angle horaire du soleil, mesuré à partir de midi vrai. Elle est déterminée par l'heure réelle du milieu des observations : t source = 15 (t source 12 heures).

Pyranomètre thermoélectrique P-3x3 utilisé pour mesurer le rayonnement solaire diffus et total.

Structure du pyranomètre (Fig. 3.4).

La partie réceptrice du pyranomètre est une batterie thermoélectrique 1, composée de 87 thermoéléments en manganin et constantan. Des bandes de manganin et de constantan de 10 mm de long sont soudées ensemble séquentiellement et disposées dans un carré de 3x3 cm de manière à ce que les soudures soient situées au milieu et dans les coins. À l’extérieur, la surface de la thermopile est recouverte de suie et de magnésium. Les jonctions paires de la thermopile sont peintes en blanc, et les jonctions impaires

- en noir. Les jonctions sont situées de telle sorte que

les zones noires et blanches alternent

Riz. 3.4. Pyranomètre thermoélectrique P-3x3

motif en damier. Grâce à un joint en papier isolant, la thermopile est fixée aux nervures du carreau 2, vissée au corps3.

En raison de l'absorption différente du rayonnement solaire, une différence de température entre les jonctions noires et blanches est créée, donc un courant thermique se produit dans le circuit. Les fils de la thermopile sont connectés aux bornes 4, auxquelles sont connectés les fils reliant le pyranomètre au galvanomètre.

Le dessus du boîtier est fermé par un capuchon hémisphérique en verre 5 pour protéger la thermopile du vent et des précipitations. Pour protéger la thermopile et le capuchon en verre d'une éventuelle condensation de vapeur d'eau, il y a un séchoir à verre6 avec un absorbeur d'humidité chimique (sodium métallique, gel de silice, etc.) au bas du corps.

Un boîtier avec une thermopile et un capuchon en verre constitue la tête du pyranomètre, qui est vissée sur un support 7, serré dans un trépied 8 avec une vis 9. Le trépied est monté sur la base du boîtier et comporte deux vis de réglage10. Lors de la mesure du rayonnement diffusé ou total, le pyranomètre est installé horizontalement à un niveau en tournant les vis10.

Pour protéger la tête du pyranomètre de la lumière directe du soleil, un écran d'ombre est utilisé dont le diamètre est égal au diamètre du capuchon en verre. L'écran d'ombre est monté sur un tube 14, qui est relié par une vis 13 à une tige horizontale 12.

Lorsque le récepteur du pyranomètre est ombragé par un écran d'ombre, le rayonnement diffusé est mesuré, et sans ombre, le rayonnement total est mesuré.

Pour déterminer la position zéro de l'aiguille du galvanomètre, ainsi que pour protéger le capuchon en verre des dommages, la tête du pyranomètre est recouverte d'un couvercle métallique 16.

Installation. L'appareil est installé dans une zone ouverte. Avant observation, vérifier la présence de déshydratant dans le séchoir à verre (1/3 du séchoir doit être rempli de déshydratant). Ensuite, le tube 14 avec l'écran d'ombre 15 est fixé à la tige 12 à l'aide d'une vis 13.

Le pyranomètre est toujours tourné vers le soleil du même côté, marqué d'un chiffre sur la tête. Pour tourner la tête du pyranomètre numérotée vers le soleil, la vis 9 est légèrement desserrée et bloquée dans cette position.

L'horizontalité de la thermopile est vérifiée au niveau 11 et, si elle n'est pas correcte, elle est ajustée à l'aide des vis de réglage 10.

Le galvanomètre pour mesurer la force du thermocourant est installé sur le côté nord du pyranomètre à une distance telle que l'observateur, lors des lectures, ne protège pas le pyranomètre non seulement de la lumière directe du soleil.

rayons, mais aussi de certaines parties du ciel. La connexion correcte du pyranomètre au galvanomètre est vérifiée avec le couvercle du pyranomètre retiré et le verrou du galvanomètre libéré. Lorsque l'aiguille s'écarte au-delà de zéro sur l'échelle, les fils sont intervertis.

Observations. Immédiatement avant l'observation, vérifier que l'appareil est correctement installé au niveau et par rapport au soleil. Pour mesurer la position zéro du galvanomètre, la tête du pyranomètre est fermée par un couvercle 16 et les lectures du galvanomètre N 0 sont enregistrées. Après cela, le couvercle du pyranomètre est retiré et une série de lectures est effectuée à intervalles de 10 à 15 s.

Tout d'abord, les lectures du galvanomètre sont effectuées avec le pyranomètre ombré pour déterminer le rayonnement diffusé N 1, N 2, N 3, puis en position non ombrée (l'écran d'ombre est abaissé en desserrant la vis 13) pour déterminer le rayonnement total N 4, N°5, N°6. Après observations, le tube avec l'écran fantôme est dévissé et le pyranomètre est fermé avec le couvercle du boîtier.

Traitement des observations. A partir d'une série de relevés sur un galvanomètre pour chaque type de rayonnement, les valeurs moyennes N D et N Q sont déterminées :

Les valeurs corrigées de N D et N Q sont alors obtenues. A cet effet, les corrections d'échelle N D et N Q sont déterminées à partir des valeurs moyennes du certificat d'étalonnage du galvanomètre et la lecture de balle du galvanomètre est soustraite :

ND ND N N0 , NQ NQ N N0 .

Pour déterminer l'intensité du rayonnement diffusé D en cal/cm2 min, il est nécessaire de multiplier les lectures du galvanomètre N D par le facteur de conversion :

Pour déterminer le rayonnement total Q en cal/cm2 min, un facteur de correction pour la hauteur du soleil F h est également introduit. Ce facteur de correction est indiqué dans le certificat de vérification sous forme de graphique : la hauteur du soleil au-dessus de l'horizon est portée sur l'axe des abscisses, et le facteur de correction est porté sur l'axe des ordonnées.

Compte tenu du facteur de correction pour la hauteur du soleil, le rayonnement total est déterminé par la formule

Q = une (NQ ND )Fh + ND .

Lors de l'observation avec un pyranomètre, l'intensité du rayonnement direct sur une surface horizontale peut être calculée comme la différence entre le rayonnement total et diffusé :

L'albédomètre thermoélectrique de voyage AP-3x3 est destiné à

idéal pour mesurer le rayonnement total, diffusé et réfléchi dans des conditions de terrain. En pratique, il est principalement utilisé pour mesurer l'albédo de la surface active.

Appareil albédomètre. Le récepteur de l'albédomètre (Fig. 3.5) est la tête du pyranomètre1, vissée sur un manchon2 sur un tube3 muni d'un cardan4 et d'une poignée5. En tournant la poignée de 180°, le récepteur peut être orienté vers le haut pour mesurer le rayonnement à ondes courtes entrant et vers le bas pour mesurer le rayonnement à ondes courtes réfléchi. Pour garantir que le tube soit en position verticale, un poids spécial glisse à l'intérieur sur une tige, qui descend toujours lorsque l'appareil est tourné. Pour amortir les chocs lors de la rotation de l'appareil, des joints en caoutchouc sont placés aux extrémités du tube6.

Une fois démonté, l'appareil est monté sur la base d'un boîtier métallique.

(C) avec le récepteur ouvert et le parafoudre du galvanomètre libéré. Si l'aiguille du galvanomètre dépasse zéro, les fils sont intervertis.

Lors d'observations dans une zone permanente, le récepteur albédomètre est installé à une hauteur de 1 à 1,5 m au-dessus de la surface active et dans les champs agricoles - à une distance de 0,5 m du niveau supérieur du couvert végétal. Lors de la mesure du rayonnement total et diffusé, la tête de l'albédomètre est tournée avec son numéro vers le soleil.

Observations. 3 minutes avant le début des observations, marquez le point zéro. Pour ce faire, la tête de l'albédomètre est fermée par un couvercle et les lectures du galvanomètre N 0 sont prises. Ouvrez ensuite le couvercle et effectuez trois lectures sur le galvanomètre avec le récepteur de l'albédomètre positionné vers le haut pour mesurer le rayonnement total entrant : N 1, N 2, N 3. Après la troisième lecture, le récepteur est éteint et après 1 minute, trois lectures sont effectuées pour mesurer le rayonnement réfléchi : N 4, N 5, N 6. Ensuite, le récepteur est rallumé et après 1 minute, trois autres lectures sont effectuées pour mesurer le rayonnement total entrant : N 7, N 8, N 9. Après avoir effectué une série de lectures, le récepteur est fermé par un couvercle.

Traitement des observations. Tout d'abord, calculez les lectures moyennes du galvanomètre pour chaque type de rayonnement N Q et N Rk :

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

N Rk N 4N 5N 6. 3

Ensuite, une correction d'échelle du certificat d'étalonnage N Q et N Rk est introduite dans les valeurs moyennes, le point zéro N 0 est soustrait et les valeurs corrigées N Q et N Rk sont déterminées :

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

Étant donné que l'albédo est exprimé comme le rapport entre le rayonnement réfléchi et le rayonnement total, le facteur de conversion est réduit et l'albédo est calculé comme le rapport des lectures corrigées du galvanomètre lors de la mesure du rayonnement réfléchi et total (en pourcentage) :

L'albédomètre est l'appareil le plus polyvalent. S'il existe un facteur de conversion, il peut être utilisé pour déterminer le rayonnement total, diffusé, réfléchi, et calculer le rayonnement direct sur une surface horizontale. Lors de l'observation d'un rayonnement diffusé, il est nécessaire d'utiliser un écran d'ombre pour protéger le récepteur des rayons directs du soleil.

Balance thermoélectrique M-10 utilisé pour mesurer

tion du bilan radiatif de la surface sous-jacente, ou rayonnement résiduel, qui est la somme algébrique de tous les types de rayonnement reçus et perdus par cette surface. La partie entrante du rayonnement est constituée d'un rayonnement direct sur la surface horizontale S", d'un rayonnement diffusé D et d'un rayonnement atmosphérique E a. La partie sortante du bilan radiatif, ou rayonnement sortant, est réfléchie par le rayonnement à ondes courtes R K et le rayonnement à ondes longues de la terre E 3.

Le fonctionnement du balancemètre est basé sur la conversion des flux de rayonnement en force thermoélectromotrice à l'aide d'une thermopile.

La force électromotrice apparaissant dans la thermopile est proportionnelle à la différence de température entre les récepteurs supérieur et inférieur de la balance-mètre. Puisque la température des récepteurs dépend du rayonnement entrant et sortant, la force électromotrice sera proportionnelle à la différence des flux de rayonnement arrivant du dessus et du dessous des récepteurs.

Le bilan radiatif B, lorsqu'il est mesuré avec un balancemètre, est exprimé par l'équation

N lecture du galvanomètre ; k facteur de correction prenant en compte l'influence de la vitesse du vent (tableau 3.1).

Tableau 3.1

Facteur de correction k (exemple)

Les relevés du balancier, multipliés par le facteur de correction correspondant à une vitesse de vent donnée, sont ramenés aux relevés du balancier par temps calme.

Appareil de mesure de la balance(Fig. 3.6). Le récepteur de la balance-mètre est constitué de deux fines plaques de cuivre noircies 1 et 2, en forme de carré de 48 mm de côté. A l'intérieur, 3 et 4 thermopiles y sont collées grâce à des joints en papier. Les jonctions sont réalisées par des tours de ruban constantan enroulé sur un bloc de cuivre5. Chaque tour du ruban est à moitié argenté. Le début et la fin de la couche d’argent servent de thermojoints. Les jonctions paires sont collées en haut, et les jonctions impaires sont collées en haut.

à la plaque inférieure. L'ensemble de la thermopile se compose de dix barres, chacune comportant 32 à 33 tours enroulés. Le récepteur de la balance-mètre est placé dans un boîtier6 en forme de disque d'un diamètre de 96 mm et d'une épaisseur de 4 mm. Le corps est relié à une poignée7 à travers laquelle passent les fils8 de la thermopile. Balance mètre utilisant des rotules

Installation. L'appareil se fixe à l'aide d'une douille à l'extrémité d'un latte en bois à une hauteur de 1,5 m du sol. Le récepteur est toujours installé horizontalement avec le même côté récepteur vers le haut, marqué sur l'appareil avec le numéro 1. Les fils de la thermopile sont connectés au galvanomètre.

Dans la plupart des cas, le compteur est protégé par un écran contre le rayonnement solaire direct. Par conséquent, un actinomètre est installé sur le même rail que le balancemètre pour mesurer le rayonnement solaire direct. Pour prendre en compte l'influence de la vitesse du vent, un anémomètre est installé au niveau du balancier et à faible distance de celui-ci.

Observations. 3 minutes avant le début de l'observation, le point zéro du compteur-balance N 0 est déterminé. Cela se fait en circuit ouvert. Après cela, le balancier est connecté au galvanomètre de sorte que l'aiguille du galvanomètre dévie vers la droite, et trois lectures sont effectuées sur le balancier N 1, N 2, N 3 et simultanément trois lectures sur l'anémomètre 1, 2, 3 . Si le compteur d'équilibre est installé avec un écran d'ombre, alors après les première et deuxième lectures sur le compteur d'équilibre, deux lectures sont effectuées sur l'actinomètre.

La réponse à la question de savoir ce qu’est le rayonnement solaire est l’ensemble du spectre de la lumière émise par le soleil. Cela inclut la lumière visible et toutes les autres fréquences de rayonnement du spectre électromagnétique. Comparé aux sources d’énergie familières sur Terre, le Soleil émet d’énormes quantités d’énergie. Le type de rayonnement émis par le soleil est le produit de sa chaleur, provoquée par la fusion nucléaire au sein du noyau solaire. Le rayonnement solaire est étudié par les scientifiques car l'influence du Soleil sur le corps humain et sur la planète dans son ensemble est très énorme.

Seule une petite fraction du rayonnement solaire atteint la Terre : la majeure partie est rayonnée dans l’espace vide. Cependant, la fraction qui atteint réellement la Terre est bien supérieure à la quantité d’énergie consommée sur Terre par des sources telles que les combustibles fossiles. L'énorme quantité d'énergie émise par le soleil peut s'expliquer par sa masse importante et sa température élevée.

Types de rayonnement solaire

Le rayonnement solaire total, souvent appelé rayonnement global, est la somme du rayonnement direct, diffus et réfléchi. Le rayonnement solaire dont nous disposons est toujours un mélange des trois composants ci-dessus.

Types de rayonnement solaire

Rayonnement direct

Le rayonnement direct est obtenu à partir des rayons du soleil se déplaçant directement du soleil vers la terre. La direction du rayonnement est également appelée rayonnement du faisceau ou rayonnement du faisceau direct. Étant donné que le rayonnement direct correspond aux rayons du soleil se déplaçant en ligne droite, des ombres d'objets qui apparaissent sur la trajectoire des rayons du soleil se forment. Les ombres indiquent la présence d'un rayonnement direct.
Dans les zones ensoleillées et en été, le rayonnement direct représente près de 70 à 80 % du rayonnement total. Les installations solaires utilisent le suivi solaire pour absorber la majeure partie du rayonnement direct. Si un système de suivi solaire n’est pas installé, le précieux rayonnement direct ne sera pas capté.

Rayonnement diffus

Le rayonnement direct a une direction fixe. Le rayonnement diffus n’a pas de direction fixe. Lorsque les rayons du soleil sont diffusés par des particules présentes dans l'atmosphère, ces rayons solaires diffusés représentent un rayonnement diffus.

À mesure que la pollution augmente, la quantité de rayonnement diffus augmente également. Dans les zones vallonnées et en hiver, le pourcentage de rayonnement diffus augmente. La quantité maximale de rayonnement diffusé est captée par les panneaux solaires lorsqu’ils sont maintenus horizontalement. Cela signifie qu'avec des panneaux solaires inclinés pour suivre la majeure partie du rayonnement direct, la quantité de rayonnement parasite captée par les panneaux sera réduite. Plus l’angle que font les panneaux solaires avec le sol est grand, moins la quantité de rayonnement diffusé captée par les panneaux sera grande.

Rayonnement réfléchi et global

Le rayonnement réfléchi est la composante du rayonnement réfléchie par des surfaces autres que les particules d'air. Le rayonnement réfléchi par les collines, les arbres, les maisons et les plans d'eau reflète le rayonnement réfléchi. Le rayonnement réfléchi ne représente généralement qu’un faible pourcentage du rayonnement global, mais peut contribuer jusqu’à 15 % dans les zones enneigées.

Le rayonnement global est la somme du rayonnement direct, diffus et réfléchi. Le rayonnement solaire est une combinaison d’ondes ultraviolettes et infrarouges. Chacun de ces composants affecte le corps à sa manière.

L'influence du rayonnement solaire sur le corps humain

En parlant de l'effet du soleil sur le corps humain, il est impossible de le déterminer avec précision. Quel impact cela a-t-il sur la santé humaine, quel préjudice ou quel bénéfice ? Les rayons du soleil émettent des rayonnements ultraviolets et infrarouges. Les rayons du soleil sont comme des kilocalories provenant de la nourriture. Leur carence conduit à l'émaciation et leur excès provoque l'obésité. Il en est ainsi dans cette situation. Une quantité modérée de rayonnement solaire a un effet positif sur le corps, tandis qu'un excès de rayonnement ultraviolet provoque des brûlures et le développement de nombreuses maladies. Influence

Effets positifs du rayonnement infrarouge

La principale caractéristique des rayons infrarouges est qu’ils créent un effet thermique qui a un effet positif sur le corps humain. L'élément chauffant aide à dilater les vaisseaux sanguins et à normaliser la circulation sanguine. La chaleur a un effet relaxant sur les muscles, procurant un léger effet anti-inflammatoire et analgésique. Sous l'influence de la chaleur, le métabolisme augmente et les processus d'assimilation des composants biologiquement actifs sont normalisés. Le rayonnement infrarouge du soleil stimule le cerveau et l’appareil visuel.

Intéressant! Grâce au rayonnement solaire, il synchronise les rythmes biologiques du corps, à commencer par le sommeil et l'éveil. Le traitement aux rayons infrarouges du soleil améliore l’état de la peau et élimine l’acné. La lumière chaude améliore l’ambiance et améliore le fond émotionnel d’une personne. Ils améliorent également la qualité et la puissance du sperme chez les hommes.

Effets positifs du rayonnement ultraviolet

Malgré toute la controverse sur les effets négatifs du rayonnement ultraviolet sur le corps, son absence peut entraîner de graves problèmes de santé. C'est l'un des facteurs d'existence les plus importants. Et le manque de lumière ultraviolette dans le corps entraîne les changements suivants :
Premièrement, il affaiblit le système immunitaire (l’effet se fait principalement sentir sur les cellules du corps). Cela est dû à une mauvaise absorption des vitamines et des minéraux, à des troubles métaboliques au niveau cellulaire.

Il existe une tendance à développer de nouvelles maladies chroniques ou à les exacerber, les complications étant les plus fréquentes. Une léthargie, un syndrome de fatigue chronique et une diminution des niveaux d'efficacité ont été notés. Le manque de lumière ultraviolette chez les enfants empêche la formation de vitamine D et provoque un ralentissement. Cependant, vous devez comprendre qu’une activité solaire excessive ne profitera pas au corps.

Les effets négatifs du soleil

La durée d'exposition aux ondes infrarouges et ultraviolettes doit être strictement limitée. Rayonnement solaire excessif :

• peut provoquer une détérioration de l'état général du corps (appelé choc thermique dû à une surchauffe) ;
• affecter négativement la peau, ils peuvent provoquer des changements permanents ;
• altère la vision;
• provoque des perturbations hormonales dans le corps;
• peut provoquer le développement de réactions allergiques;
• peut provoquer un impact négatif sur le génome humain et la structure de l'ADN humain ;
• affecte négativement le fœtus;
• affecte négativement la psyché humaine.

L'effet du soleil sur la peau

Des quantités excessives de rayonnement solaire entraînent de graves problèmes de peau. A court terme, vous risquez des brûlures ou des dermatites. C'est le plus petit problème que vous puissiez rencontrer lorsque vous êtes enchanté par le soleil par une chaude journée. Si cette situation se répète avec une régularité enviable, le rayonnement solaire stimulera la formation de tumeurs malignes dans les mélanomes cutanés.

De plus, l’irradiation ultraviolette déshydrate la peau, la rendant fine et sensible. Mais le séjour permanent sous les rayons directs accélère le processus de vieillissement, provoquant l'apparition de rides précoces.

Impact négatif sur la vision

L'effet de la lumière du soleil sur l'appareil visuel est énorme. En effet, grâce aux rayons lumineux, nous recevons des informations sur le monde qui nous entoure. L’éclairage artificiel peut être une alternative à la lumière naturelle à certains égards, mais en termes de lecture et d’écriture à la lumière d’une lampe, il augmente la fatigue oculaire.
Lorsqu’on parle des effets négatifs sur les humains et de la lumière solaire visible, cela signifie des dommages oculaires dus à une exposition prolongée au soleil sans lunettes de soleil.
En raison de l’inconfort que vous pourriez ressentir, vous pourriez ressentir des douleurs oculaires, des rougeurs et une photophobie. Le dommage le plus grave à la rétine est la brûlure. Il est également possible de dessécher la peau et de former des rides.

Les effets des rayonnements sur le corps humain dans l'espace

Les rayonnements spatiaux constituent l’un des principaux risques sanitaires liés aux vols spatiaux. Il est dangereux car il possède suffisamment d’énergie pour modifier ou détruire les molécules d’ADN, ce qui peut endommager ou tuer les cellules. Cela peut entraîner des problèmes de santé allant d’effets aigus à une exposition à long terme.

Les effets aigus, tels que des modifications du sang, de la diarrhée, des nausées et des vomissements, sont légers et disparaissent. D'autres effets des radiations aiguës sont beaucoup plus graves, comme des lésions du système nerveux central, voire la mort. Une telle exposition ne devrait pas résulter d’une exposition au rayonnement cosmique, à moins que l’astronaute ne soit exposé à des particules solaires, comme une éruption solaire, qui produit de fortes doses de rayonnement.

L'énergie du Soleil est la source de la vie sur notre planète. Le soleil réchauffe l'atmosphère et la surface de la Terre. Grâce à l'énergie solaire, les vents soufflent, le cycle de l'eau se produit dans la nature, les mers et les océans se réchauffent, les plantes se développent et les animaux ont de la nourriture (voir Fig. 1.1). C’est grâce au rayonnement solaire que les énergies fossiles existent sur Terre.

Figure 1.1 – L'influence du rayonnement solaire sur la Terre

L'énergie solaire peut être convertie en chaleur ou en froid, en énergie motrice et en électricité. La principale source d'énergie pour presque tous les processus naturels se produisant à la surface de la Terre et dans l'atmosphère est l'énergie provenant du Soleil vers la Terre sous forme de rayonnement solaire.

La figure 1.2 présente un schéma de classification qui reflète les processus qui se produisent à la surface de la Terre et dans son atmosphère sous l'influence du rayonnement solaire.

Les résultats de l'activité solaire directe sont l'effet thermique et l'effet photoélectrique, grâce auxquels la Terre reçoit de l'énergie thermique et de la lumière. Les résultats de l'activité indirecte du Soleil sont des effets correspondants dans l'atmosphère, l'hydrosphère et la géosphère, qui provoquent l'apparition de vents et de vagues, déterminent le débit des rivières et créent des conditions permettant de préserver la chaleur interne de la Terre.

Figure 1.2 - Classification des sources d'énergie renouvelables

Le Soleil est une boule de gaz d'un rayon de 695 300 km, soit 109 fois le rayon de la Terre, avec une température de surface rayonnante d'environ 6 000°C. La température à l'intérieur du Soleil atteint 40 millions de °C.

La figure 1.3 montre un diagramme de la structure du Soleil. Le Soleil est un « réacteur thermonucléaire » géant qui fonctionne à l’hydrogène et convertit chaque seconde 564 millions de tonnes d’hydrogène en 560 millions de tonnes d’hélium en fondant. La perte de quatre millions de tonnes de masse est égale à 9:1-10 9 GW h d'énergie (1 GW équivaut à 1 million de kW). En une seconde, plus d’énergie est produite que six milliards de centrales nucléaires pourraient en produire en un an. Grâce à la coque protectrice de l’atmosphère, seule une partie de cette énergie atteint la surface de la Terre.

La distance entre les centres de la Terre et du Soleil est en moyenne de 1,496 * 10 8 km.

Annuellement Soleil envoie environ 1,6 sur Terre 10 18 kW h d'énergie rayonnante ou 1,3 * 10 24 cal de chaleur. C'est 20 000 fois plus que la consommation mondiale actuelle d'énergie. Contribution Soleil dans le bilan énergétique de la planète est 5 000 fois supérieure à la contribution totale de toutes les autres sources.

Cette quantité de chaleur serait suffisante pour faire fondre une couche de glace de 35 m d'épaisseur recouvrant la surface de la Terre à 0°C.

Comparées au rayonnement solaire, toutes les autres sources d’énergie atteignant la Terre sont négligeables. Ainsi, l’énergie des étoiles représente le cent millionième de l’énergie solaire ; rayonnement cosmique - deux parties par milliard. La chaleur interne provenant des profondeurs de la Terre jusqu’à sa surface représente un dix millième de l’énergie solaire.

Figure 1.3 – Schéma de la structure du Soleil

Ainsi. Le soleil est pratiquement la seule source d'énergie thermique sur Terre.

Au centre du Soleil se trouve le noyau solaire (voir Fig. 1.4). La photosphère est la surface visible du Soleil, qui constitue la principale source de rayonnement. Le soleil est entouré d'une couronne solaire, qui a une température très élevée, mais elle est extrêmement raréfiée et donc visible à l'œil nu uniquement pendant les périodes d'éclipse solaire totale.

La surface visible du Soleil qui émet un rayonnement est appelée photosphère (sphère de lumière). Il est constitué de vapeurs chaudes de divers éléments chimiques à l’état ionisé.

Au-dessus de la photosphère se trouve l'atmosphère lumineuse, presque transparente du Soleil, constituée de gaz raréfiés, appelée chromosphère.

Au-dessus de la chromosphère se trouve l’enveloppe externe du Soleil, appelée couronne.

Les gaz qui forment le Soleil sont dans un état de mouvement violent (intense) continu, ce qui provoque l'apparition de ce qu'on appelle des taches solaires, des torches et des proéminences.

Les taches solaires sont de grands entonnoirs formés à la suite de mouvements vortex de masses de gaz, dont la vitesse atteint 1 à 2 km/s. La température des taches est inférieure de 1 500°C à la température du Soleil et est d'environ 4 500°C. Le nombre de taches solaires varie d'une année à l'autre avec une période d'environ 11 ans.

Figure 1.4 - Structure du Soleil

Les torches solaires sont des émissions d'énergie solaire et les protubérances sont des explosions colossales dans la chromosphère du Soleil, atteignant des altitudes allant jusqu'à 2 millions de kilomètres.

Les observations ont montré qu'avec l'augmentation du nombre de taches solaires, le nombre de facules et de proéminences augmente et, par conséquent, l'activité solaire augmente.

Avec une augmentation de l'activité solaire, des orages magnétiques se produisent sur Terre, qui ont un impact négatif sur les communications téléphoniques, télégraphiques et radio, ainsi que sur les conditions de vie. Une augmentation des aurores est associée au même phénomène.

Il convient de noter que pendant la période d'augmentation des taches solaires, l'intensité du rayonnement solaire augmente d'abord, ce qui est associé à une augmentation générale de l'activité solaire dans la période initiale, puis le rayonnement solaire diminue, à mesure que la superficie des taches solaires, ayant une température 1500° inférieure à la température de la photosphère augmente.

La partie de la météorologie qui étudie les effets du rayonnement solaire sur Terre et dans l'atmosphère s'appelle l'actinométrie.

Lors de travaux actinométriques, il est nécessaire de connaître la position du Soleil dans le firmament. Cette position est déterminée par l'altitude ou l'azimut du Soleil.

Hauteur du Soleil il s'appelle la distance angulaire du Soleil à l'horizon, c'est-à-dire l'angle entre la direction du Soleil et le plan de l'horizon.

La distance angulaire du Soleil par rapport au zénith, c'est-à-dire par rapport à sa direction verticale, est appelée azimut ou distance zénithale.

Il existe une relation entre la hauteur et la distance zénithale

(1.1)

L'azimut du Soleil est rarement déterminé, uniquement pour des travaux particuliers.

La hauteur du Soleil au-dessus de l'horizon est déterminée par la formule :

Où - latitude du site d'observation;

- la déclinaison du Soleil est l'arc de cercle de déclinaison de l'équateur au Soleil, qui est calculé en fonction de la position du Soleil de part et d'autre de l'équateur de 0 à ±90° ;

t - angle horaire du Soleil ou heure solaire vraie en degrés.

La valeur de la déclinaison du Soleil pour chaque jour est donnée dans les ouvrages de référence astronomiques sur une longue période.

En utilisant la formule (1.2), vous pouvez calculer à tout moment t hauteur du soleil il ou à une hauteur donnée hc déterminer l'heure à laquelle le Soleil est à une hauteur donnée.

La hauteur maximale du Soleil à midi pour différents jours de l'année est calculée par la formule :

(1.3)