БСЭ БСЭ - Большая Советская Энциклопедия (СО)

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

Лит . см. при ст. Гелиоустановка .

Р. Р. Апариси.

Со'лнечная постоя'нная,количество лучистой энергии Солнца, поступающей за 1 мин на 1 см 3площади, перпендикулярной к солнечным лучам и находящейся вне земной атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца.

Для изучения процессов теплообмена в земной атмосфере, а также для исследования процессов, происходящих на Солнце, очень важно знание точного значения С. п. Первая попытка определения С. п. была сделана французским учёным К. М. Пуйе в 1837, значительный вклад в первоначальные исследования С. п. был внесён русскими учёными Р. Н. Савельевым и А. П. Ганским. До середины 20 в. С. п. определялась по результатам измерений солнечного излучения у поверхности Земли при разных высотах Солнца над горизонтом, что позволяет учитывать поглощение и рассеяние солнечного света земной атмосферой. В 60-х гг. 20 в., когда появилась техническая возможность выноса приборов за пределы земной атмосферы с помощью геофизических ракет и искусственных спутников Земли, были начаты непосредственные определения С. п. На основе анализа результатов большого количества работ, проведённых в СССР, США и др. странах, было выведено значение С. п.: 1,95 кал /( см 2× мин ), или 136 мвт / см 2, точность которого — около 1%. С. п., по-видимому, слегка изменяется со временем. Но только многолетние тщательные измерения позволят выяснить, как происходят эти изменения.

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

М. Дж. Гусейнов.

Со'лнечная радиа'ция,излучение Солнца электромагнитной и корпускулярной природы. С. р. — основной источник энергии для большинства процессов, происходящих на Земле. Корпускулярная С. р. состоит в основном из протонов, обладающих около Земли скоростями 300—1500 км / сек . Концентрация их около Земли составляет 5—80 ионов/ см 3, но возрастает при повышении солнечной активности и после больших вспышек доходит до 10 3 ионов/ см 3. При солнечных вспышках образуются частицы (главным образом протоны) больших энергий: от 5×10 7до 2×10 10 эв . Они составляют солнечную компоненту космических лучей и частично объясняют вариации космических лучей, приходящих на Землю. Основная часть электромагнитного излучения Солнца лежит в видимой части спектра ( рис. ). Количество лучистой энергии Солнца, поступающей за 1 мин на площадку в 1 см 2, поставленную вне земной атмосферы перпендикулярно к солнечным лучам на среднем расстоянии Земли от Солнца, называется солнечной постоянной ; она равна 1,95 кал /( см 2× мин ), что соответствует потоку в 1,36×10 6 эрг /( см 2× сек ).

Предполагают, что при максимуме солнечной активности излучение Солнца несколько увеличивается, однако, если это возрастание и существует, то оно не превышает долей процента. Радиоизлучение Солнца проходит сквозь атмосферу Земли не полностью, т.к. атмосфера Земли в радиодиапазоне прозрачна лишь для волн длиной от нескольких мм до нескольких м . Радиоизлучение Солнца довольно слабо, оно измеряется в единицах Ф = 10 –22 ватт /( м 2× сек × гц ) и меняется от единиц до десятков и сотен тысяч Ф при переходе от метрового диапазона (частоты порядка 10 8 гц ) к миллиметровому диапазону (частоты порядка 10 10 гц ). Однако для земного наблюдателя Солнце, из-за его относительно небольшого расстояния от Земли, является самым мощным источником космического радиоизлучения. Солнечное радиоизлучение состоит из теплового радиоизлучения внешних слоев атмосферы спокойного Солнца, медленно меняющейся компоненты (связанной с пятнами и факелами) и спорадического радиоизлучения, связанного с солнечной активностью. Спорадическое радиоизлучение часто поляризовано, включает в себя шумовые бури и всплески радиоизлучения, оно интенсивней теплового и довольно быстро изменяется. Существует пять типов всплесков радиоизлучения, которые различаются как по частотному составу, так и по характеру зависимости изменений интенсивности от времени. Большинство всплесков сопровождают солнечные вспышки. Коротковолновое излучение Солнца полностью поглощается земной атмосферой; сведения о нём получены с помощью аппаратуры, установленной на геофизических ракетах, искусственных спутниках Земли и космических зондах. Непрерывный спектр Солнца резко ослабевает около 2085 , в области 1550 исчезают фраунгоферовы линии и, хотя непрерывный спектр можно проследить до 1000 , далее 1500 спектр состоит в основном из линий излучения (линий водорода, ионизованного гелия, многократно ионизованных атомов углерода, кислорода, магния и др.). Всего в ультрафиолетовой части спектра имеется более 200 линий излучения; наиболее сильна резонансная линия водорода ( L a) с длиной волны 1216 . У орбиты Земли поток коротковолнового излучения от всего солнечного диска составляет 3—6 эрг /( м 2× сек ). Рентгеновское излучение Солнца (длины волн от 100 до 1 ) состоит из сплошного излучения и излучения в отдельных линиях. Интенсивность его сильно меняется с солнечной активностью [от 0,13 эрг /( м 2× сек ) до 1 эрг /( м 2× сек ) у орбиты Земли] и в годы максимума солнечной активности спектр рентгеновского излучения становится более жёстким. Во время солнечных вспышек рентгеновское излучение Солнца усиливается в десятки раз. Возрастает и его жёсткость. Хотя ультрафиолетовое и рентгеновское излучения Солнца несут сравнительно немного энергии — менее 15 эрг //( м 2× сек ) вблизи орбиты Земли, это излучение очень сильно влияет на состояние верхних слоев земной атмосферы. Обнаружено также солнечное гамма-излучение, но оно изучено ещё недостаточно.