Сонячна радіація

Монгольське завоювання і руйнування культури Київської Русі

Київська Русь проіснувала більше трьох сторіч. Вона була колискою давньоукраїнського етносу і його культури, щедро збагатила своїми досягненнями й сусідні народи.

У XIII ст. міжусобиці князів та їхні сварки послабили князівства Київської Русі і зв'язки між ними. Продовжувалися і набіги половців. А наприкінці XII — на початку XIII ст. у Центральній Азії з племен, що раніше ворогували, була створена сильна Монгольська держава. З її утворенням почалися монголо-татарські завоювання, що поневолили ослаблену й роздроблену Русь.

Монголо-татари захопили багато великих міст, зруйнували і спалили пам'ятки давньоруської архітектури, твори живопису й літератури. Тисячі талановитих митців — художників, архітекторів — були вбиті або взяті в полон. На півстоліття призупинилося кам'яне будівництво — через нестачу матеріальних засобів і відсутність майстрів-будівельників.

Однак монгольська навала не змогла знищити культурних основ Київської Русі. Народ не тільки зберігав найкращі культурні традиції минулого, але й створював нові духовні цінності.

Джерелом усіх явищ і процесів, які відбуваються в атмосфері та на земній поверхні, є та величезна кількість енергії у вигляді сонячної радіації, що безупинно надходить від Сонця в атмосферу та на земну поверхню.

Земля та атмосфера одержують від Сонця у рік тепла. Ця кількість тепла настільки велика, що вона здатна розтопити шар льоду 35 м товщиною, що покриває всю земну поверхню при .

У порівнянні із сонячною радіацією всі інші джерела енергії мізерно малі. Так, промениста енергія зірок становить лише одну стомільйонну частку величини сонячної радіації, космічне випромінювання - дві мільярдні частки. Внутрішнє тепло Землі, що надходить із глибини на земну поверхню, становить одну десятитисячну частку величини сонячної радіації.

У такий спосіб ми можемо вважати, що Сонце фактично є єдиним джерелом теплової енергії на Землі.

Сонце. Сонячна активність. Спостерігаючи за Сонцем на небесному схилі, ми бачимо його як правильний диск. Це свідчить про те, що за своєю формою Сонце представляє кулю без будь-якого помітного стиску. Розміри Сонця можна представити, знаючи величину його радіуса, що дорівнює 695 300 км; він в 109,1 рази більше радіуса Землі.

Земля обертається навколо Сонця по еліпсу, в одному із фокусів якого перебуває Сонце, тому відстань від Землі до Сонця не залишається постійною протягом року, а безупинно змінюється. Відстань між Землею та Сонцем становить у середньому 149 500 000 км. На найближчій відстані від Сонця Земля перебуває 2 січня, а на найдовшій – 4 липня. Земля обертається навколо Сонця по своїй орбіті (шлях, по якому рухається Земля) так, що вісь обертання Землі нахилена до площини екліптики (колу на небесній сфері, по якому відбувається видимий рух Сонця) під кутом , причому під час усього руху Землі цей нахил залишається постійним. Ця сталість нахилу обумовлює зміну пір року. Узимку північна півкуля одержує невелику кількість тепла сонячної радіації, тому що в цей час сонячні промені падають на земну поверхню під невеликим кутом. Улітку, навпаки, на північну півкулю сонячні промені будуть падати під більшим кутом: тут дні будуть довші за ночі та земна поверхня буде одержувати велику кількість тепла. Навесні під час рівнодення сонячні промені падають в однаковій кількості як на північну, так і на південну півкулю. Для всієї земної поверхні день буде дорівнювати ночі. Теж саме має місце восени. Початок пір року визначається моментами проходження Сонця через точки сонцестояння та рівнодення.

Будова Сонця є досить складною. Згідно із сучасними даними Сонце являє собою величезну газову кулю з температурою випромінюючої поверхні біля 6000⁰. Внутрішні частини Сонця мають ще більш високі температури, що досягають .

Видима сонячна поверхня, що випромінює радіацію, називається фотосферою (сфера світла). Фотосфера складається з розпечених парів різних хімічних елементів, які перебувають в іонізованому стані. Фотосфера має ніби зернисту будову. На темному фоні є світлі утворення, що по зовнішньому вигляду нагадують хмари, які називаються грануляцією. Ці утворення (гранули) виділяються своєю великою яскравістю на загальному фоні й увесь час перебувають у безперервному русі.

Над фотосферою розташовується майже прозора сонячна атмосфера, що світиться та складається із розріджених газів. Вона називається хромосферою (пофарбованою сферою). Над хромосферою розташовується зовнішня оболонка Сонця, яка називається короною.

Гази, що утворюють Сонце, перебувають у стані безперервного та бурхливого руху. Як на поверхні, так і в атмосфері Сонця протікає ряд таких явищ як: сонячні плями, факели та протуберанці.

Сонячні плями являють собою величезні лійки, що утворилися у результаті вихрових рухів мас газу, швидкість яких досягає 1-2 км/сек. Вимірювання температури плям показали, що вона становить величину близько 4500°, тобто на 1500° нижче температури фотосфери. Число сонячних плям не залишається постійним, а змінюється рік у рік з періодом близько 11 років.

Іноді на гранульованій поверхні Сонця можна спостерігати яскраві смуги, це явище називають факелами.

У хромосфері спостерігаються колосальної сили вибухи, що називаються протуберанцями - це великі вогненно-червоні виступи різної форми, що досягають висоти 2 000 0000 км.

Спостереження також показали, що під час максимуму сонячних плям підсилюються також й інші явища на поверхні Сонця, так як, наприклад, збільшується кількість факелів і протуберанців. Звідси поява максимуму сонячних плям, мабуть, відповідає максимуму сонячної активності. Це позначається і на деяких земних явищах. Установлено, що в період найбільшої сонячної активності, коли на Сонці з'являється максимум плям, на Землі відбуваються магнітні бури, що роблять вплив на телефонний і телеграфний зв'язок, а також на радіозв'язок на коротких хвилях. Стало відомим і те, що найбільше число полярних сяйв збігається за часом із найбільшим числом плям на Сонці.

Інтенсивність сонячної радіації, що надходить на земну поверхню, із збільшенням числа сонячних плям спочатку збільшується, але потім зменшується. Справа в тому, що спочатку впливає загальне збільшення сонячної активності, а в наступний період випромінювання Сонця зменшується у зв'язку зі збільшенням площі, що займають сонячні плями, що мають температуру нижче температури фотосфери приблизно на 1500°.

При змінах активності тих процесів, які відбуваються на Сонці, змінюється й величина потоку енергії, що посилається Сонцем на Землю, а це повинно виявитися у змінах в ряді явищ на Землі, тому що Сонце є основним джерелом всіх земних явищ. Ця проблема «Земля – Сонце», тобто вивчення впливу процесів, що відбуваються на Сонці, на явища в атмосфері та на Землі залучає та привертає увагу дослідників, особливо в останні роки. Цим займаються метеорологи, астрономи, геофізики.

Вивченням променистої енергії Сонця в природних умовах (або сонячної радіації на Землі та в атмосфері) займається розділ метеорології, який називається актинометрією.

Великий російський кліматолог А.І.Воєйков, визначаючи завдання актинометрії, писав: «... Нам потрібно знати, скільки одержуємо тепла у верхніх границях атмосфери; скільки йде на нагрівання атмосфери; яка кількість досягає поверхні суші та води; яка йде на нагрівання різних тіл і на зміну їхнього стану (із твердого у рідке, із рідкого у газоподібне) на хімічні реакції, особливо поєднані з органічним життям; потім треба знати, скільки тепла втрачається Землею при випромінюванні в небесний простір...».

При актинометричних роботах необхідно знати положення Сонця на небосхилі. Це положення визначається двома координатами: висотою й азимутом.

Висотою Сонця називається кутова відстань його від обрію (кут між напрямком на Сонце та площиною обрію). Замість висоти Сонця можна використати його зенітну відстань z, тобто кутову відстань Сонця від зеніту. Між висотою та зенітною відстанями Сонця існує співвідношення .

Азимут Сонця визначається рідко, тільки для спеціальних робіт. Висота Сонця над обрієм визначається по формулі:

, де (4.1)

– висота Сонця, φ – широта місць спостережень, δ – схилення Сонця на даний день, t – часовий кут Сонця (або справжній сонячний час).

Щоденна величина схилення Сонця обчислена на багато років уперед і представлена в астрономічних щорічниках. По зазначеній формулі неважко обчислити для будь-якого часу t висоту Сонця або, навпаки, по заданій висоті визначити час, коли Сонце буває на даній висоті.

Іноді буває необхідно знати заздалегідь максимальну висоту Сонця опівдні для різних днів року. Ця висота обчислюється по формулі

, де (4.2)

значення букв ті ж, що й у попередній формулі.

Дата добавления: 2014-01-04