Реликтовое излучение — Википедия

Рели́ктовое излуче́ние (лат. relictum — остаток), космическое сверхвысокочастотное фоновое излучение — равномерно заполняющее Вселенную тепловое излучение, возникшее в эпоху первичной рекомбинации водорода. Обладает высокой степенью изотропности и спектром, свойственным для абсолютно чёрного тела с температурой 2,72548 ± 0,00057 К^[1].

Существование реликтового излучения было предсказано теоретически Георгием Гамовым в рамках теории Большого взрыва. Хотя в настоящее время многие аспекты первоначальной теории Большого взрыва пересмотрены, основы, позволившие предсказать эффективную температуру реликтового излучения, остались неизменны. Экспериментально его существование было подтверждено в 1965 году. Наряду с космологическим красным смещением, реликтовое излучение рассматривается как одно из главных подтверждений теории Большого взрыва.

Термин реликтовое излучение, который обычно используется в русскоязычной литературе, ввёл в употребление советский астрофизик И. С. Шкловский

[2].

Согласно теории Большого Взрыва, ранняя Вселенная представляла собой горячую плазму, состоящую из электронов, барионов и постоянно излучающихся, поглощающихся и вновь переизлучающихся фотонов. Фотоны постоянно взаимодействовали с остальными частицами плазмы, сталкиваясь с ними и обмениваясь энергией — имели место рассеяние Томсона^[3] и Комптона^{[источник не указан 2443 дня]}. Таким образом, излучение находилось в состоянии теплового равновесия с веществом, а его спектр соответствовал спектру абсолютно чёрного тела.

По мере расширения Вселенной, космологическое красное смещение вызывало остывание плазмы, и на определённом этапе замедлившиеся электроны получили возможность соединяться с замедлившимися протонами (ядрами водорода) и альфа-частицами (ядрами гелия), образуя атомы (этот процесс называется рекомбинацией). Это случилось при температуре плазмы около 3000 К и примерном возрасте Вселенной 380 000 лет

[4]. Свободного пространства между частицами стало больше, заряженных частиц стало меньше, фотоны перестали так часто рассеиваться и теперь могли свободно перемещаться в пространстве, практически не взаимодействуя с веществом. Реликтовое излучение и составляют те фотоны, которые были в то время излучены плазмой в сторону будущего расположения Земли. Эти фотоны (в связи с уже идущей рекомбинацией) избежали рассеяния и до сих пор достигают Земли через пространство продолжающей расширяться Вселенной. Наблюдаемая сфера, соответствующая данному моменту, называется поверхностью последнего рассеяния ^[3]. Это — самый удалённый объект, который можно наблюдать в электромагнитном спектре.

В результате дальнейшего расширения Вселенной эффективная температура этого излучения снизилась почти до абсолютного нуля и сейчас составляет всего 2,725 К.

Первое случайное обнаружение[править | править код]

В 1941 году, изучая поглощение света звезды ξ Змееносца молекулами CN в межзвёздной среде, Эндрю Мак-Келлар отметил^[5][6], что наблюдаются линии поглощения не только для основного вращательного состояния этой молекулы, но и для возбуждённого, причём соотношение интенсивностей линий соответствует температуре CN ~2,3 К. В то время это явление не получило объяснения

[7].

Предсказание[править | править код]

В 1948 году реликтовое излучение было предсказано Георгием Гамовым, Ральфом Альфером и Робертом Германом на основе созданной ими первой теории горячего Большого взрыва. Более того, Альфер и Герман смогли установить, что температура реликтового излучения должна составлять 5 К, а Гамов дал предсказание в 3 К^[8]. Хотя некоторые оценки температуры пространства существовали и до этого, они обладали несколькими недостатками. Во-первых, это были измерения лишь эффективной температуры пространства, не предполагалось, что спектр излучения подчиняется закону Планка. Во-вторых, они были зависимы от нашего особого расположения на краю галактики Млечный Путь и не предполагали, что излучение изотропно. Более того, они бы дали совершенно другие результаты, если бы Земля находилась где-либо в другом месте Вселенной.

Предыстория[править | править код]

В 1955 году аспирант-радиоастроном Тигран Арамович Шмаонов в Пулковской обсерватории под руководством известных советских радиоастрономов С. Э. Хайкина и Н. Л. Кайдановского провёл измерения радиоизлучения из космоса на длине волны 32 см и экспериментально обнаружил шумовое СВЧ излучение^[9]. Вывод из этих измерений был таков: «Оказалось, что абсолютная величина эффективной температуры радиоизлучения фона… равна 4 ± 3 К». Шмаонов отмечал независимость интенсивности излучения от направления на небе и от времени. После защиты диссертации он опубликовал об этом статью в неастрономическом журнале «Приборы и техника эксперимента»

[10].

Открытие[править | править код]

Результаты Гамова широко не обсуждались. Однако они были вновь получены Робертом Дикке и Яковом Зельдовичем в начале 1960-х годов.

В 1964 году это подтолкнуло Дэвида Тодда Вилкинсона и Питера Ролла, коллег Дикке по Принстонскому университету, к созданию радиометра Дикке для измерения реликтового излучения.

В 1965 году Арно Пензиас и Роберт Вудроу Вильсон из Bell Telephone Laboratories в Холмдейле^[en] (штат Нью-Джерси) построили прибор

[en], аналогичный радиометру Дикке, который они намеревались использовать не для поиска реликтового излучения, а для экспериментов в области радиоастрономии и спутниковых коммуникаций. При калибровке установки выяснилось, что антенна имеет избыточную шумовую температуру в 3,5 К, которую они не могли объяснить. Получив звонок из Холмдейла, Дикке с юмором заметил: «Ребята, нас обскакали!» («Boys, we’ve been scooped!»). После совместного обсуждения группы из Принстона и Холмдейла заключили, что такая температура антенны была вызвана реликтовым излучением. В 1978 году Пензиас и Вильсон за своё открытие получили Нобелевскую премию.

Исследование неоднородностей[править | править код]

В 1983 году был проведён первый эксперимент, РЕЛИКТ-1, по измерению реликтового излучения с борта космического аппарата. В январе 1992 года на основании анализа данных эксперимента РЕЛИКТ-1 российские учёные объявили об открытии анизотропии реликтового излучения

[11]. Чуть позднее об обнаружении флуктуаций объявили и американские учёные на основании данных эксперимента COBE^[12]. В 2006 году за это открытие была присуждена Нобелевская премия по физике руководителям группы COBE Джорджу Смуту и Джону Мазеру, хотя российские исследователи обнародовали свои результаты раньше американцев^{[13][14][15][16]}.

Спектр реликтового излучения по данным, полученным с помощью инструмента FIRAS на борту спутника COBE (ошибки измерений не видны в масштабе рисунка)

Спектрофотометр дальнего инфракрасного излучения FIRAS, установленный на спутнике NASA COBE, выполнил наиболее точные на сегодняшний день измерения спектра реликтового излучения. Они подтвердили его соответствие спектру излучения абсолютно чёрного тела с температурой 2,725 К.

Наиболее подробную карту реликтового излучения удалось построить в результате работы американского космического аппарата WMAP.

14 мая 2009 года был произведён запуск спутника миссии Планк Европейского космического агентства

[17]^[18]. Предполагалось, что наблюдения будут продолжаться в течение 15 месяцев с возможным продлением полёта на 1 год, и что обработка результатов этого эксперимента позволит проверить и уточнить данные, полученные WMAP.

Карта (панорама) анизотропии реликтового излучения (горизонтальная полоса — засветка от галактики Млечный Путь). Красные цвета означают более горячие области, а синие цвета — более холодные области. По данным спутника WMAP Восстановленная карта (панорама) анизотропии реликтового излучения с исключённым изображением Галактики, изображением радиоисточников и изображением дипольной анизотропии. Красные цвета означают более горячие области, а синие цвета — более холодные области. По данным спутника WMAP

Спектр наполняющего Вселенную реликтового излучения соответствует спектру излучения абсолютно чёрного тела с температурой 2,725 кельвина. Его максимум приходится на частоту 160,4 ГГц (микроволновое излучение), что соответствует длине волны 1,9 мм (смотрите спектры излучения на рисунке справа). Оно изотропно с точностью до 0,01 % — среднеквадратичное отклонение температуры составляет приблизительно 18 мкК. Это значение не учитывает дипольную анизотропию (разница между наиболее холодной и горячей областью составляет 6,706 мК

[19]), вызванную доплеровским смещением частоты излучения из-за нашей собственной скорости относительно системы отсчёта, связанной с реликтовым излучением. Красное смещение для реликтового излучения немного превосходит 1000^[20].

Плотность энергии реликтового излучения составляет 0,25 эВ/см^3[21] (4⋅10⁻¹⁴ Дж/м³) или 400-500 фотонов/см^3[22].

Дипольная анизотропия[править | править код]

Ещё в 1969 году было обнаружено, что в реликтовом излучении заметно выделена дипольная составляющая: в направлении созвездия Льва температура этого излучения на 0,1 % выше, чем в среднем, а в противоположном направлении — на столько же ниже

[23]. Этот факт интерпретируется как следствие эффекта Доплера, возникающего при движении Солнца относительно реликтового фона со скоростью примерно 370 км/с в сторону созвездия Льва. Поскольку Солнце обращается вокруг центра Галактики со скоростью ~220-230 км/с в сторону созвездия Лебедя, и также совершает движение относительно центра Местной группы галактик (группы галактик, включающей Млечный Путь)^[24], это означает, что Местная группа как целое движется относительно реликтового излучения со скоростью примерно (по современным данным) 627±22{\displaystyle 627\pm 22} км/с в направлении точки с галактическими координатами l=276±3∘{\displaystyle l=276\pm 3^{\circ }}, b=30±3∘{\displaystyle b=30\pm 3^{\circ }}^[25][26] (эта точка располагается в созвездии Гидры^[27]).

Карта дипольной анизотропии реликтового излучения (горизонтальная полоса — засветка от галактики Млечный Путь). Красные цвета означают более горячие области, а синие цвета — более холодные области. По данным спутника WMAP

Существуют и альтернативные теории, которые также могут объяснить выделенность дипольной компоненты реликтового излучения^[28].

Первичная анизотропия[править | править код]

Поляризация[править | править код]

Реликтовое излучение поляризовано на уровне в несколько мкК. Выделяются E-мода (градиентная составляющая) и B-мода (роторная составляющая)^[29] по аналогии с поляризацией электромагнитного излучения. E-мода может появляться при прохождении излучения через неоднородную плазму вследствие томпсоновского рассеяния. B-мода, максимальная амплитуда которой достигает всего лишь 0,1 мкК, не может возникать вследствие взаимодействия с плазмой.

B-мода является признаком инфляции вселенной и определяется плотностью первичных гравитационных волн. Наблюдение B-моды является сложной задачей вследствие неизвестного уровня шума для этой компоненты реликтового излучения, а также за счёт того, что B-мода смешивается слабым гравитационным линзированием с более сильной E-модой^[30].

На 2015 год наблюдательных подтверждений открытия B-моды нет. 17 марта 2014 года учёные из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики объявили о обнаружении B-моды на уровне r = 0,2^{[31][32][33][34][35]}. Однако, более поздний анализ (опубликован 19 сентября 2014), проведённый другой группой исследователей с использованием данных обсерватории «Планк», показал, что результат можно полностью отнести на счёт галактической пыли.^[36]

Вторичная анизотропия[править | править код]

Вторичная анизотропия реликтового излучения возникает в процессе распространения фотонов на их пути от поверхности последнего рассеяния до наблюдателя, например, рассеяния на горячем газе или прохождения гравитационного потенциала^[37].

Когда фотоны реликтового излучения стали распространяться беспрепятственно, обычная материя во Вселенной была в основном в виде нейтральных атомов водорода и гелия. Тем не менее, наблюдения галактик сейчас показывают, что большая часть объёма межгалактической среды состоит из ионизованного материала (так как есть несколько линий поглощения, связанных с атомами водорода). Это означает, что был период реионизации, в ходе которого некоторое количество вещества Вселенной было вновь разбито на ионы и электроны^[38].

Фотоны микроволнового излучения рассеиваются на свободных зарядах, таких как электроны, которые не связаны в атомах. В ионизированной Вселенной такие заряженные частицы были выбиты из нейтральных атомов ионизирующим ультрафиолетовым излучением. Сегодня эти свободные заряды имеют достаточно низкую плотность в большей части объёма Вселенной, так что они не влияют заметно на реликтовое излучение. Однако если межгалактическая среда была ионизирована на очень ранних этапах расширения, когда Вселенная была намного плотнее, чем сейчас, то это должно было вызвать два основных следствия для реликтового излучения:

• мелкомасштабные флуктуации будут стёрты подобно тому, как при взгляде на объект сквозь туман детали объекта становятся нечёткими.
• процесс рассеяния фотонов на свободных электронах (томсоновское рассеяние) будет вызывать анизотропию поляризации реликтового излучения на больших угловых масштабах, которая будет коррелировать с температурной анизотропией.

Оба этих эффекта наблюдались космическим телескопом WMAP, что свидетельствует о том, что Вселенная была ионизирована на очень ранних этапах (на красном смещении более 17). Происхождение этого раннего ионизирующего излучения всё ещё является предметом научных дискуссий. Это излучение, возможно, включает свет самых первых звёзд, сверхновых, которые явились результатом эволюции этих звёзд, и ионизирующее излучение, возникающее при аккреционных дисках массивных чёрных дыр.

Два других эффекта, которые возникли в период между реионизацией и нашими наблюдениями реликтового излучения и которые являются причиной флуктуаций: эффект Сюняева — Зельдовича, заключающийся в том, что облако электронов высокой энергии рассеивает реликтовые фотоны и передаёт часть своей энергии им, и эффект Сакса — Вольфа, который вызывает смещение спектра фотонов от космического микроволнового фона в красную или фиолетовую область спектра по причине изменения гравитационного поля. Эти два эффекта связаны с влиянием структур в поздней Вселенной (красное смещение меньше или порядка 1). С одной стороны, они приводят к размыванию спектра реликтового излучения, так как накладываются на первичную анизотропию; с другой стороны — позволяют получить информацию о распространённости структур в поздней Вселенной, а также проследить за их развитием^[37].

Радиотелескопы в Антарктиде:

Космические радиотелескопы:

Анализ[править | править код]

Спектр мощности реликтового излучения (распределение энергии по угловым масштабам, то есть по мультиполям. Спектр получен по данным наблюдений: WMAP (2006), Acbar (2004) Boomerang (2005), CBI (2004) и VSA (2004). Розовая область показывает теоретические предсказания.

Анализ реликтового излучения с целью получения его карт, углового спектра мощности, а в конечном итоге космологических параметров, является сложной, вычислительно трудной задачей. Хотя расчёт спектра мощности на основании карты является принципиально простым преобразованием Фурье, представляющим разложение фона по сферическим гармоникам, на практике трудно учитывать шумовые эффекты.

Для анализа данных используются специализированные пакеты:

• HEALPix (Hierarchical Equal Area isoLatitude Pixelization) — пакет приложений, используемый командой WMAP.
• GLESP (Gauss-Legendre Sky Pixelization) — пакет, разработанный в качестве альтернативы HEALPix при участии учёных из России, Германии, Англии и Тайваня.

Каждый пакет использует свой формат хранения карты реликтового излучения и свои методы обработки.

Слабые мультиполи[править | править код]

1. ↑ Fixsen, D. J. The Temperature of the Cosmic Microwave Background (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2009. — Vol. 707. — P. 916—920. — DOI:10.1088/0004-637X/707/2/916. — Bibcode: 2009ApJ…707..916F. — arXiv:0911.1955.
2. ↑ Шкловский И. С., Вселенная, жизнь, разум. М.: Наука., 1987
3. ↑ ^{1 2} Д. Ю. Климушкин, С. В. Граблевский. Глава 5. Реликтовое излучение и теория горячей Вселенной, § 5.3. Вещество и излучение в горячей расширяющейся Вселенной (неопр.). Космология (2001). Дата обращения 11 мая 2013.
4. ↑ Planck and the cosmic microwave background (неопр.). European Space Agency (ESA). Дата обращения 1 апреля 2019.
5. ↑ A. McKellar. Molecular Lines from the Lowest States of Diatomic Molecules Composed of Atoms Probably Present in Interstellar Space // Publications of the Dominion Astrophysical Observatory. — 1941. — Vol. 7. — P. 251. — Bibcode: 1941PDAO….7..251P.
6. ↑ A. McKellar. The Problems of Possible Molecular Identification for Interstellar Lines (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific (англ.)русск.. — 1941. — Vol. 53, no. 314. — P. 233-235. — DOI:10.1086/125323. — Bibcode: 1941PASP…53..233M.
7. ↑ Зельдович Я. Б., Новиков И. Д. Строение и эволюция Вселенной. — М.: Наука, 1975. — С. 156. — 736 с.
8. ↑ Physics Today, 1950, № 8, стр. 76
9. ↑ Онлайн-энциклопедия «Кругосвет»
10. ↑ Шмаонов Т. А. Методика абсолютных измерений эффективной температуры радиоизлучения с низкой эквивалентной температурой // Приборы и техника эксперимента. 1957. № 1 С.83-86. 18.
11. ↑ Strukov I. A. et al. The Relikt-1 experiment — New results (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press, 1992. — Vol. 258. — P. 37P—40P.
12. ↑ Smoot G. F. et al. Structure in the COBE differential microwave radiometer first-year maps // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1992. — Vol. 396. — P. L1-L5.
13. ↑ Упущенные возможности | Аналитика и комментарии | Лента новостей «РИА Новости» (недоступная ссылка)
14. ↑ don_beaver — «Реликт» и «COBE»: упущенная нобелевка
15. ↑ Джон Мазер: «Участники „Реликта“ получили много ценных результатов, но наши оказались лучше»
16. ↑ Скулачёв Д., Они были первыми.
17. ↑ Официальный сайт миссии Планк ЕКА
18. ↑ Сообщение на сайте Astronet.ru
19. ↑ WMAP
20. ↑ http://elementy.ru/news/430163 Результаты работы спутника WMAP
21. ↑ Реликтовое излучение в энциклопедии Кругосвет
22. ↑ Микроволновое Фоновое Излучение в физической энциклопедии
23. ↑ Wright E. L. History of the CMB Dipole Anisotropy
24. ↑ Чернин А. Д., Звёзды и физика, М.: Наука, 1984, с. 152—153
25. ↑ Kogut, A.; et al. Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1993. — Vol. 419. — P. 1—6. — DOI:10.1086/173453.
26. ↑ APOD: 2009 September 6 — CMBR Dipole: Speeding Through the Universe
27. ↑ Куда мы движемся?
28. ↑ Inoue, K.T.; Silk, J. Local Voids as the Origin of Large-Angle Cosmic Microwave Background Anomalies: The Effect of a Cosmological Constant (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2007. — Vol. 664, no. 2. — P. 650—659. — DOI:10.1086/517603.
29. ↑ CMB Polarization (неопр.) (недоступная ссылка). Дата обращения 17 ноября 2009. Архивировано 22 августа 2011 года.
30. ↑ Lewis, A.; Challinor, A. Weak gravitational lensing of the CMB (неопр.) // Physics Reports (англ.)русск.. — 2006. — Т. 429. — С. 1—65. — DOI:10.1016/j.physrep.2006.03.002.
31. ↑ Clavin, Whitney. NASA Technology Views Birth of the Universe (англ.). NASA (17 March 2014). Дата обращения 18 марта 2014.
32. ↑ Dennis Overbye^[en]. Detection of Waves in Space Buttresses Landmark Theory of Big Bang (англ.). The New York Times (17 March 2014). Дата обращения 18 марта 2014.
33. ↑ Джонатан Эймос. Обнаружена гравитационная волна Большого взрыва (неопр.). Русская служба Би-би-си (18 марта 2014). Дата обращения 18 марта 2014.
34. ↑ David A. Aguilar, Christine Pulliam. First Direct Evidence of Cosmic Inflation (англ.). Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики (17 March 2014). Дата обращения 17 марта 2014.
35. ↑ Ира Соломонова. Почти невероятно! Физики впервые доказали существование гравитационных волн (неопр.). Быстрый Slon. Slon.ru (17 марта 2014). Дата обращения 17 марта 2014.
36. ↑ Иванов Игорь. Новые данные обсерватории Planck закрывают чересчур оптимистичную интерпретацию результатов BICEP2 (неопр.). «Элементы.ру» (21 сентября 2014).
37. ↑ ^{1 2} Гобунов Д. С., Рубаков В. А. Введение в теорию ранней Вселенной: Космологические возмущения. Инфляционная теория. — М.: КРАСАНД, 2010. — С. 276-277. — 555 с. — ISBN 978-5-396-00046-9. (Проверено 17 апреля 2013)
38. ↑ Гобунов Д. С., Рубаков В. А. Введение в теорию ранней Вселенной: Теория горячего Большого взрыва. — М.: ЛКИ, 2006. — С. 35—36. — 552 с. — ISBN 978-5-382-00657-4.
39. ↑ Радиотелескоп в Антарктиде зафиксировал поляризацию реликтового излучения // 21.09.2002
40. ↑ Американский телескоп в Антарктике уловил первые кванты «эха» Большого взрыва Вселенной // 28 февраля 2007

Характеристическое рентгеновское излучение — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Характеристическое рентгеновское излучение (англ. Characteristic X-rays) — излучение, возникающее при переходе электрона из внешней оболочки на вакансию, имеющуюся на нижнем уровне атома. Совокупность возможных переходов создаёт набор, характерный для каждого элемента. Характеристическое рентгеновское излучение было открыто Чарлзом Баркла в 1909 году^[1], который впоследствии получил за это открытие Нобелевскую премию по физике в 1917 году.

Характеристическое рентгеновское излучение возникает, когда элемент подвергается воздействию высокоэнергетичных частиц (фотонов, электронов и ионов, таких как протон). Когда первичная частица бомбардирует связанный электрон (целевой электрон) в атоме, целевой электрон выбивается из внутренней оболочки атома. После излучения электрона, в атоме возникает вакантный энергетический уровень. Электрон из внешней оболочки переходит на свободный внутренний уровень, излучая фотон с энергией, равной разнице энергий между высшим и низшим состояниями. Каждый элемент имеет уникальный набор энергетических уровней — таким образом, переходы с высших состояний на низшие создают набор рентгеновских лучей, имеющих частоты, характерные для каждого элемента^[2]. Когда электрон переходит из L оболочки на K оболочку, эмитированный луч называют K_α переходом. Аналогично, когда электрон переходит из M оболочки на K оболочку, эмитированный луч называют K_β переходом^[3]. Однако иногда вместо излучения рентгеновского луча, энергия может перейти другому электрону, который и будет эмитирован из атома.

Характеристическое рентгеновское излучение может быть использовано для идентификации элемента, которым оно было испущено. Это свойство используется в различных методах, включая рентгеновскую флуоресцентную спектроскопию, возбуждённое протонами рентгеновское излучение (англ.), энергодисперсионную рентгеновскую спектроскопию, дисперсионную рентгеновскую спектроскопию по длине волны.

Тормозное излучение — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 10 октября 2017; проверки требуют 2 правки. Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 10 октября 2017; проверки требуют 2 правки. Тормозные излучение электронов высоких энергий, отклоняющихся в электрическом поле атомного ядра

Тормозное излучение — электромагнитное излучение, испускаемое заряженной частицей при её рассеянии (торможении) в электрическом поле. Иногда в понятие «тормозное излучение» включают также излучение релятивистских заряженных частиц, движущихся в макроскопических магнитных полях (в ускорителях, в космическом пространстве), и называют его магнитотормозным; однако более употребительным в этом случае является термин «синхротронное излучение». Интересно, что немецкое слово bremsstrahlung прочно закрепилось в английском языке.

Согласно классической электродинамике, которая достаточно хорошо описывает основные закономерности тормозного излучения, его интенсивность пропорциональна квадрату ускорения заряженной частицы. Так как ускорение обратно пропорционально массе m частицы, то в одном и том же поле тормозное излучение легчайшей заряженной частицы — электрона будет, например, в миллионы раз мощнее излучения протона (I ~ a² ~ 1/m²). Поэтому чаще всего наблюдается и практически используется тормозное излучение, возникающее при рассеянии электронов на электростатическом поле атомных ядер и электронов; такова, в частности, природа рентгеновских лучей в рентгеновских трубках и гамма-излучения, испускаемого быстрыми электронами при прохождении через вещество.

Причиной значительного тормозного излучения может быть тепловое движение в горячей разреженной плазме^[1]. Элементарные акты тормозного излучения, называются в этом случае тепловым, обусловлены столкновениями заряженных частиц, из которых состоит плазма. Мощность тормозного излучения полностью ионизированной плазмы есть^[2]:

Q=1,5⋅10−27neniZ2Te{\displaystyle Q=1{,}5\cdot 10^{-27}n_{e}n_{i}Z^{2}{\sqrt {T_{e}}}},

где:

• Q{\displaystyle Q} — удельная мощность, эрг/сек/см³;
• Z{\displaystyle Z} — порядковый номер элемента;
• ne,ni{\displaystyle n_{e},n_{i}} — концентрации электронов и ионов, см⁻³;
• Te{\displaystyle T_{e}} — температура электронной плазмы, К.

Например, один литр водородной плазмы с электронной температурой 1⋅10⁸ К и концентрацией электронов 1⋅10¹⁶ см^-3 будет излучать рентгеновское излучение мощностью около 150 кВт^[2]. Космическое рентгеновское излучение, наблюдение которого стало возможным с появлением искусственных спутников Земли, частично является, по-видимому, тепловым тормозным излучением.

Тормозное рентгеновское и гамма-излучение широко применяются в технике, медицине, в исследованиях по биологии, химии и физике.

Видимое излучение — Википедия

Ви́димое излуче́ние — электромагнитные волны, воспринимаемые человеческим глазом^[1]. Чувствительность человеческого глаза к электромагнитному излучению зависит от длины волны (частоты) излучения, при этом максимум чувствительности приходится на 555 нм (540 ТГц), в зелёной части спектра^[2]. Поскольку при удалении от точки максимума чувствительность спадает до нуля постепенно, указать точные границы спектрального диапазона видимого излучения невозможно. Обычно в качестве коротковолновой границы принимают участок 380—400 нм (790—750 ТГц), а в качестве длинноволновой — 760—780 нм (395—385 ТГц)^[1][3]. Электромагнитное излучение с такими длинами волн также называется видимым светом, или просто светом (в узком смысле этого слова).

Не всем цветам, которые различает человеческий глаз, соответствует какое-либо монохроматическое излучение. Такие оттенки, как розовый, бежевый или пурпурный образуются только в результате смешения нескольких монохроматических излучений с различными длинами волн.

Видимое излучение также попадает в «оптическое окно» — область спектра электромагнитного излучения, практически не поглощаемого земной атмосферой. Чистый воздух рассеивает синий свет существенно сильнее, чем свет с бо́льшими длинами волн (в красную сторону спектра), поэтому полуденное небо выглядит голубым.

Многие виды животных способны видеть излучение, не видимое человеческому глазу, то есть не входящее в видимый диапазон. Например, пчёлы и многие другие насекомые видят излучение в ультрафиолетовом диапазоне, что помогает им находить нектар на цветах. Растения, опыляемые насекомыми, оказываются в более выгодном положении с точки зрения продолжения рода, если они ярки именно в ультрафиолетовом спектре. Птицы также способны видеть ультрафиолетовое излучение (300—400 нм), а некоторые виды имеют даже метки на оперении для привлечения партнёра, видимые только в ультрафиолете^[4][5].

Круг цветов Ньютона из книги «Оптика» (1704), показывающий взаимосвязь между цветами и музыкальными нотами. Цвета спектра от красного до фиолетового разделены нотами, начиная с ре (D). Круг составляет полную октаву. Ньютон расположил красный и фиолетовый концы спектра друг рядом с другом, подчёркивая, что из смешения красного и фиолетового цветов образуется пурпурный.

Первые объяснения причин возникновения спектра видимого излучения дали Исаак Ньютон в книге «Оптика» и Иоганн Гёте в работе «Теория Цветов», однако ещё до них Роджер Бэкон наблюдал оптический спектр в стакане с водой. Лишь спустя четыре века после этого Ньютон открыл дисперсию света в призмах^[6][7].

Ньютон первый использовал слово спектр (лат. spectrum — видение, появление) в печати в 1671 году, описывая свои оптические опыты. Он обнаружил, что, когда луч света падает на поверхность стеклянной призмы под углом к поверхности, часть света отражается, а часть проходит через стекло, образуя разноцветные полосы. Учёный предположил, что свет состоит из потока частиц (корпускул) разных цветов, и что частицы разного цвета движутся в прозрачной среде с различной скоростью. По его предположению, красный свет двигался быстрее чем фиолетовый, поэтому и красный луч отклонялся на призме не так сильно, как фиолетовый. Из-за этого и возникал видимый спектр цветов.

Ньютон разделил свет на семь цветов: красный, оранжевый, жёлтый, зелёный, голубой, индиго и фиолетовый. Число семь он выбрал из убеждения (происходящего от древнегреческих софистов), что существует связь между цветами, музыкальными нотами, объектами Солнечной системы и днями недели^[6][8]. Человеческий глаз относительно слабо восприимчив к частотам цвета индиго, поэтому некоторые люди не могут отличить его от голубого или фиолетового цвета. Поэтому после Ньютона часто предлагалось считать индиго не самостоятельным цветом, а лишь оттенком фиолетового или голубого (однако он до сих пор включён в спектр в западной традиции). В русской традиции индиго соответствует синему цвету.

Гёте, в отличие от Ньютона, считал, что спектр возникает при наложении разных составных частей света. Наблюдая за широкими лучами света, он обнаружил, что при проходе через призму на краях луча проявляются красно-желтые и голубые края, между которыми свет остаётся белым, а спектр появляется, если приблизить эти края достаточно близко друг к другу.

Длины волн, соответствующие различным цветам видимого излучения были впервые представлены 12 ноября 1801 года в Бейкеровской лекции Томасом Юнгом, они получены путём перевода в длины волн параметров колец Ньютона, измеренных самим Исааком Ньютоном. Эти кольца Ньютон получал пропусканием через линзу, лежащую на ровной поверхности, соответствующей нужному цвету части разложенного призмой в спектр света, повторяя эксперимент для каждого из цветов^[9]:30-31. Юнг представил полученные значения длин волн в виде таблицы, выразив во французских дюймах (1 дюйм=27,07 мм)^[10], будучи переведёнными в нанометры, их значения неплохо соответствуют современным, принятым для различных цветов. В 1821 году Йозеф Фраунгофер положил начало измерению длин волн спектральных линий, получив их от видимого излучения Солнца с помощью дифракционной решётки, измерив углы дифракции теодолитом и переведя в длины волн^[11]. Как и Юнг, он выразил их во французских дюймах, переведённые в нанометры, они отличаются от современных на единицы^[9]:39-41. Таким образом, ещё в начале XIX века стало возможным измерять длины волн видимого излучения с точностью до нескольких нанометров.

В XIX веке, после открытия ультрафиолетового и инфракрасного излучений, понимание видимого спектра стало более точным.

В начале XIX века Томас Юнг и Герман фон Гельмгольц также исследовали взаимосвязь между спектром видимого излучения и цветным зрением. Их теория цветного зрения верно предполагала, что для определения цвета глаз используются рецепторы трёх различных типов.

Характеристики границ видимого излучения[править | править код]

Длина волны, нм	380	780
Энергия фотонов, Дж	5,23⋅10−19	2,55⋅10−19
Энергия фотонов, эВ	3,26	1,59
Частота, Гц	7,89⋅1014	3,84⋅1014
Волновое число, см−1	1,65⋅105	0,81⋅105

При разложении луча белого цвета в призме образуется спектр, в котором излучения разных длин волн преломляются под разными углами. Цвета, входящие в спектр, то есть такие цвета, которые могут быть получены с помощью света одной длины волны (точнее, с очень узким диапазоном длин волн), называются спектральными цветами^[12]. Основные спектральные цвета (имеющие собственное название), а также характеристики излучения этих цветов, представлены в таблице^[13]:

Цвет	Диапазон длин волн, нм	Диапазон частот, ТГц	Диапазон энергии фотонов, эВ
Фиолетовый	≤450	≥667	≥2,75
Синий	450—480	625—667	2,58—2,75
Сине-зелёный	480—510	588—625	2,43—2,58
Зелёный	510—550	545—588	2,25—2,43
Желто-зелёный	550—570	526—545	2,17—2,25
Жёлтый	570—590	508—526	2,10—2,17
Оранжевый	590—630	476—508	1,97—2,10
Красный	≥630	≤476	≤1,97

Указанные в таблице границы диапазонов носят условный характер, в действительности же цвета плавно переходят друг в друга, и расположение видимых наблюдателем границ между ними в большой степени зависит от условий наблюдения^[13].

1. ↑ ^{1 2} Гагарин А. П. Свет // Физическая энциклопедия : [в 5 т.] / Гл. ред. А. М. Прохоров. — М.: Большая российская энциклопедия, 1994. — Т. 4: Пойнтинга — Робертсона — Стримеры. — С. 460. — 704 с. — 40 000 экз. — ISBN 5-85270-087-8.
2. ↑ ГОСТ 8.332-78. Государственная система обеспечения единства измерений. Световые измерения. Значения относительной спектральной световой эффективности монохроматического излучения для дневного зрения
3. ↑ ГОСТ 7601-78. Физическая оптика. Термины, буквенные обозначения и определения основных величин
4. ↑ Cuthill, Innes C; et al. Ultraviolet vision in birds // Advances in the Study of Behavior (неопр.) / Peter J.B. Slater. — Oxford, England: Academic Press, 1997. — Т. 29. — С. 161. — ISBN 978-0-12-004529-7.
5. ↑ Jamieson, Barrie G. M. Reproductive Biology and Phylogeny of Birds (англ.). — Charlottesville VA: University of Virginia, 2007. — P. 128. — ISBN 1578083869.
6. ↑ ^{1 2} Ньютон И. Оптика или трактат об отражениях, преломлениях, изгибаниях и цветах света / Перевод Вавилова С. И. — изд-е 2-е. — М.: Гос. изд-во технико-теоретической литературы, 1954. — С. 131. — 367 с. — (серия «Классики естествознания»).
7. ↑ Coffey, Peter. The Science of Logic: An Inquiry Into the Principles of Accurate Thought (англ.). — Longmans, 1912.
8. ↑ Hutchison, Niels Music For Measure: On the 300th Anniversary of Newton’s Opticks (неопр.). Colour Music (2004). Дата обращения 11 августа 2006. Архивировано 20 февраля 2012 года.
9. ↑ ^{1 2} John Charles Drury Brand. Lines Of Light: The Sources Of. — CRC Press, 1995.
10. ↑ Thomas Young. The Bakerian Lecture. On the Theory of Light and Colours (англ.) // Philosophical Transactions of the Royal Society of London for the Year 1802 : journal. — 1802. — P. 39.
11. ↑ Fraunhofer Jos. Neue Modifikation des Lichtes durch gegenseitige Einwirkung und Beugung der Strahlen, und Gesetze derselben (нем.) // Denkschriften der Königlichen Akademie der Wissenschaften zu München für die Jahre 1821 und 1822 : magazin. — 1824. — Bd. VIII. — S. 1—76.
12. ↑ Thomas J. Bruno, Paris D. N. Svoronos. CRC Handbook of Fundamental Spectroscopic Correlation Charts. CRC Press, 2005.
13. ↑ ^{1 2} Hunt R. W. C. The Reproduction of Colour. — 6th edition. — John Wiley & Sons, 2004. — P. 4—5. — 724 p. — ISBN 978-0-470-02425-6.

Космические лучи — Википедия

Дифференциальный энергетический спектр космических лучей носит степенной характер (в дважды логарифмическом масштабе — наклонная прямая) (минимальные энергии — жёлтая зона, солнечная модуляция; средние энергии — синяя зона, ГКЛ; максимальные энергии — пурпурная зона, внегалактические КЛ)

Косми́ческие лучи́ — элементарные частицы и ядра атомов, движущиеся с высокими энергиями в космическом пространстве^[1][2].

Физику космических лучей принято считать частью физики высоких энергий и физики элементарных частиц.

Физика космических лучей изучает:

• процессы, приводящие к возникновению и ускорению космических лучей;
• частицы космических лучей, их природу и свойства;
• явления, вызванные частицами космических лучей в космическом пространстве, атмосфере Земли и планет.

Изучение потоков высокоэнергетичных заряженных и нейтральных космических частиц, попадающих на границу атмосферы Земли, является важнейшими экспериментальными задачами.

Классификация по происхождению космических лучей:

• вне нашей Галактики;
• в нашей Галактике;
• на Солнце;
• в межпланетном пространстве.

Первичными принято называть внегалактические, галактические и солнечные космические лучи.

Вторичными космическими лучами принято называть потоки частиц, возникающих под действием первичных космических лучей в атмосфере Земли и регистрирующихся на поверхности Земли.

Космические лучи являются составляющей естественной радиации (фоновой радиации) на поверхности Земли и в атмосфере.

До развития ускорительной техники космические лучи служили единственным источником элементарных частиц высокой энергии. Так, позитрон и мюон были впервые найдены в космических лучах.

Энергетический спектр космических лучей на 43 % состоит из энергии протонов, ещё на 23 % — из энергии ядер гелия (альфа-частиц) и на 34 % из энергии, переносимой остальными частицами^{[3][нет в источнике]}.

По количеству частиц космические лучи на 92 % состоят из протонов, на 6 % — из ядер гелия, около 1 % составляют более тяжёлые элементы, и около 1 % приходится на электроны^[3][4]. При изучении источников космических лучей вне Солнечной системы протонно-ядерная компонента в основном обнаруживается по создаваемому ею потоку гамма-лучей орбитальными гамма-телескопами, а электронная компонента — по порождаемому ею синхротронному излучению, которое приходится на радиодиапазон (в частности, на метровые волны — при излучении в магнитном поле межзвёздной среды), а при сильных магнитных полях в районе источника космических лучей — и на более высокочастотные диапазоны. Поэтому электронная компонента может обнаруживаться и наземными астрономическими инструментами^[5][1].

Традиционно частицы, наблюдаемые в КЛ, делят на следующие группы: p (Z=1),{\displaystyle (Z=1),} α (Z=2),{\displaystyle (Z=2),} L (Z=3…5),{\displaystyle (Z=3…5),} M (Z=6…9),{\displaystyle (Z=6…9),} H (Z⩾10),{\displaystyle (Z\geqslant 10),} VH (Z⩾20){\displaystyle (Z\geqslant 20)} (соответственно, протоны, альфа-частицы, лёгкие, средние, тяжёлые и сверхтяжёлые). Особенностью химического состава первичного космического излучения является аномально высокое (в несколько тысяч раз) содержание ядер группы L (литий, бериллий, бор) по сравнению с составом звёзд и межзвёздного газа^[3]. Данное явление объясняется тем, что механизм генерации космических частиц в первую очередь ускоряет тяжёлые ядра, которые при взаимодействии с протонами межзвёздной среды распадаются на более лёгкие ядра^[4]. Данное предположение подтверждается тем, что КЛ обладают очень высокой степенью изотропии.

Впервые указание на возможность существования ионизирующего излучения внеземного происхождения было получено в начале XX века в опытах по изучению проводимости газов. Обнаруженный спонтанный электрический ток в газе не удавалось объяснить ионизацией, возникающей от естественной радиоактивности Земли. Наблюдаемое излучение оказалось настолько проникающим, что в ионизационных камерах, экранированных толстыми слоями свинца, всё равно наблюдался остаточный ток. В 1911—1912 годах был проведён ряд экспериментов с ионизационными камерами на воздушных шарах. Гесс обнаружил, что излучение растёт с высотой, в то время как ионизация, вызванная радиоактивностью Земли, должна была бы падать с высотой. В опытах Кольхерстера было доказано, что это излучение направлено сверху вниз.

В 1921—1925 годах американский физик Милликен, изучая поглощение космического излучения в атмосфере Земли в зависимости от высоты наблюдения, обнаружил, что в свинце это излучение поглощается так же, как и гамма-излучение ядер. Милликен первым и назвал это излучение космическими лучами.

В 1925 году советские физики Л. А. Тувим и Л. В. Мысовский провели измерение поглощения космического излучения в воде: оказалось, что это излучение поглощалось в десять раз слабее, чем гамма-излучение ядер. Мысовский и Тувим обнаружили также, что интенсивность излучения зависит от барометрического давления — открыли «барометрический эффект». Опыты Д. В. Скобельцына с камерой Вильсона, помещённой в постоянное магнитное поле, дали возможность «увидеть», за счёт ионизации, следы (треки) космических частиц. Д. В. Скобельцын открыл ливни космических частиц.

Эксперименты в космических лучах позволили сделать ряд принципиальных для физики микромира открытий.

В 1932 году Андерсон открыл в космических лучах позитрон. В 1937 году Андерсоном и Неддермейером были открыты мюоны и указан тип их распада. В 1947 году открыли π-мезоны. В 1955 году в космических лучах установили наличие К-мезонов, а также и тяжёлых нейтральных частиц — гиперонов.

Квантовая характеристика «странность» появилась в опытах с космическими лучами. Эксперименты в космических лучах поставили вопрос о сохранении чётности, обнаружили процессы множественной генерации частиц в нуклонных взаимодействиях, позволили определить величину эффективного сечения взаимодействия нуклонов высокой энергии.

Появление космических ракет и спутников привело к новым открытиям — обнаружению радиационных поясов Земли (февраль 1958 г., Ван Аллен и, независимо от него, июль того же года, С. Н. Вернов и А. Е. Чудаков^[6]), и позволило создать новые методы исследования галактического и межгалактического пространств.

Потоки высокоэнергичных заряженных частиц в околоземном космическом пространстве[править | править код]

В околоземном космическом пространстве (ОКП) различают несколько типов космических лучей. К стационарным принято относить галактические космические лучи (ГКЛ), частицы альбедо и радиационный пояс. К нестационарным — солнечные космические лучи (СКЛ).

Галактические космические лучи (ГКЛ)[править | править код]

Галактические космические лучи (ГКЛ) состоят из ядер различных химических элементов с кинетической энергией Е более нескольких десятков МэВ/нуклон, а также электронов и позитронов с Е > 10 МэВ. Эти частицы приходят в межпланетное пространство из межзвёздной среды. Наиболее вероятными источниками космических лучей считаются вспышки сверхновых звёзд и образующиеся при этом пульсары. Электромагнитные поля пульсаров ускоряют заряженные частицы, которые затем рассеиваются на межзвёздных магнитных полях^[7]. Возможно, однако, что в области Е < 100 МэВ/нуклон частицы образуются за счёт ускорения в межпланетной среде частиц солнечного ветра и межзвёздного газа. Дифференциальный энергетический спектр ГКЛ носит степенной характер.

Вторичные частицы в магнитосфере Земли: радиационный пояс, частицы альбедо[править | править код]

Внутри магнитосферы, как и в любом дипольном магнитном поле, есть области, недоступные для частиц с кинетической энергией E меньше критической. Те же частицы с энергией E < E_кр, которые всё-таки уже там находятся, не могут эти области покинуть. Эти запрещённые области магнитосферы называются зонами захвата. В зонах захвата дипольного (квазидипольного) поля Земли действительно удерживаются значительные потоки захваченных частиц (прежде всего, протонов и электронов).

В околоземном пространстве можно выделить две торообразные области, расположенные в экваториальной плоскости примерно на расстоянии от 300 км (в зоне БМА) до 6000 км (внутренний РПЗ) и от 12 000 км до 40 000 км (внешний РПЗ). Основным наполнением внутреннего пояса являются протоны с высокими энергиями от 1 до 1000 МэВ, а внешнего — электроны.

Максимум интенсивности протонов низких энергий расположен на расстояниях L ~ 3 радиусов Земли от её центра. Малоэнергичные электроны заполняют всю область захвата. Для них нет разделения на внутренний и внешний пояса. Поток протонов во внутреннем поясе довольно устойчив во времени.

Процесс взаимодействия ядер первичного космического излучения с атмосферой сопровождается возникновением нейтронов. Поток нейтронов, идущий от Земли (нейтроны альбедо), беспрепятственно проходит сквозь магнитное поле Земли. Поскольку нейтроны нестабильны (среднее время распада ~900 с), часть из них распадается в зонах, недоступных для заряженных частиц малых энергий. Таким образом, продукты распада нейтронов (протоны и электроны) рождаются прямо в зонах захвата. В зависимости от энергии и питч-углов эти протоны и электроны могут либо оказаться захваченными, либо покинуть эту область.

Частицы альбедо — это вторичные частицы, отражённые от атмосферы Земли. Нейтроны альбедо обеспечивают радиационный пояс протонами с энергией до 10³ МэВ и электронами с энергией до нескольких МэВ.

Солнечные космические лучи[править | править код]

Солнечными космическими лучами (СКЛ) называются энергичные заряженные частицы — электроны, протоны и ядра, — инжектированные Солнцем в межпланетное пространство. Энергия СКЛ простирается от нескольких кэВ до нескольких ГэВ. В нижней части этого диапазона СКЛ граничат с протонами высокоскоростных потоков солнечного ветра. Частицы СКЛ появляются вследствие солнечных вспышек.

Космические лучи ультравысоких энергий[править | править код]

Энергия некоторых частиц (например, частицы «Oh-My-God») превышает предел ГЗК (Грайзена — Зацепина — Кузьмина) — теоретический предел энергии для космических лучей 5⋅10¹⁹эВ, вызванный их взаимодействием с фотонами реликтового излучения. Несколько десятков таких частиц за год было зарегистрировано обсерваторией AGASA (англ.)русск.. Эти наблюдения ещё не имеют достаточно обоснованного научного объяснения.

Долгое время после открытия космических лучей, методы их регистрации не отличались от методов регистрации частиц в ускорителях, чаще всего — газоразрядные счётчики или ядерные фотографические эмульсии, поднимаемые в стратосферу или в космическое пространство. Но данный метод не позволяет вести систематические наблюдения частиц с высокой энергией, так как они появляются достаточно редко, а пространство, в котором такой счётчик может вести наблюдения, ограничено его размерами.

Современные обсерватории работают на других принципах. Когда высокоэнергетичная частица входит в атмосферу, она, взаимодействуя с атомами воздуха на первых 100 г/см², рождает целый шквал частиц, в основном пионов и мюонов, которые, в свою очередь, рождают другие частицы, и так далее. Образуется конус из частиц, который называют ливнем. Такие частицы двигаются со скоростью, превышающей скорость света в воздухе, благодаря чему возникает черенковское свечение, регистрируемое телескопами. Такая методика позволяет следить за областями неба площадью в сотни квадратных километров.

Визуальный феномен космических лучей (англ.)[править | править код]

Космонавты МКС, когда закрывают глаза, не чаще, чем раз в 3 минуты, видят вспышки света^[8], возможно, это явление связано с воздействием частиц высоких энергий, попадающих в сетчатку глаза. Однако экспериментально это не подтверждено, возможно, что этот эффект имеет под собой исключительно психологические основы.

Радиация[править | править код]

Длительное воздействие космической радиации способно очень негативно отразиться на здоровье человека. Для дальнейшей экспансии человечества к иным планетам Солнечной системы следует разработать надёжную защиту от подобных опасностей — учёные из России и США уже ищут способы решения этой проблемы.

Солнечная радиация — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 13 ноября 2018; проверки требуют 18 правок. Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 13 ноября 2018; проверки требуют 18 правок. Схема распространения солнечной радиации в атмосфере Земли.

Со́лнечная радиа́ция — электромагнитное и корпускулярное излучение Солнца. Следует отметить, что данный термин является калькой с англ. Solar radiation («Солнечное излучение»), и в данном случае не означает радиацию в «бытовом» смысле этого слова (ионизирующее излучение).

Солнечная радиация измеряется мощностью переносимой ею энергии на единицу площади поверхности (ватт/м²) (см. Солнечная постоянная). В целом, Земля получает от Солнца менее 0,5×10⁻⁹ (одной двухмиллиардной) от энергии его излучения.

Электромагнитная составляющая солнечной радиации распространяется со скоростью света и проникает в земную атмосферу. До земной поверхности солнечная радиация доходит в виде прямых и рассеянных лучей. Спектральный диапазон электромагнитного излучения Солнца очень широк — от радиоволн (Солнечные радио всплески)^[1] до рентгеновских лучей — однако максимум его интенсивности приходится на видимую (жёлто-зелёную) часть спектра.

Существует также корпускулярная часть солнечной радиации, состоящая преимущественно из протонов, движущихся от Солнца со скоростями 300—1500 км/с (см. Солнечный ветер). Во время солнечных вспышек образуются также частицы больших энергий (в основном протоны и электроны), образующие солнечную компоненту космических лучей.

Энергетический вклад корпускулярной составляющей солнечной радиации в её общую интенсивность невелик по сравнению с электромагнитной. Подавляющая доля частиц задерживается магнитным полем Земли, либо поглощается верхними слоями земной атмосферы, поэтому в ряде приложений термин «солнечная радиация» используют в узком смысле, имея в виду только её электромагнитную часть.

ВОЗ признала солнечную радиацию достоверным канцерогеном^[2].

Влияние солнечной радиации на климат[править | править код]

Спектр излучения Солнца, наблюдаемый выше атмосферы Земли и на уровне моря

Солнечная радиация — главный источник энергии для всех физико-географических процессов, происходящих на земной поверхности и в атмосфере.

Солнечной радиации подвергается дневная сторона поверхности Земли. В частности, солнечная радиация очень сильна вблизи полюсов, в период полярных дней, когда Солнце круглосуточно находится над горизонтом. Однако, во время полярной ночи, в тех же местах Солнце вообще не поднимается над горизонтом. Солнечная радиация полностью не блокируется облачностью, и частично достигает поверхности Земли при любой погоде в дневное время за счёт прозрачности облаков для тепловой компоненты спектра солнечной радиации. Для измерения солнечной радиации служат пиранометры и пиргелиометры.

Сумма радиации, полученной небесным телом, зависит от расстояния между планетой и звездой — при увеличении расстояния вдвое количество радиации, поступающее от звезды на планету уменьшается вчетверо (пропорционально квадрату расстояния между планетой и звездой). Таким образом, даже небольшие изменения расстояния между планетой и звездой (вызваны наличием эксцентриситета орбиты) приводят к значительному изменению количества поступающей на планету радиации звезды. Эксцентриситет земной орбиты не является постоянным — с течением тысячелетий орбита меняется, периодически образуя практически идеальный круг, иногда же эксцентриситет достигает 5 % (в настоящее время он равен 1,67 %), то есть в перигелии Земля получает в настоящее время в 1,033 больше солнечной радиации, чем в афелии, а при наибольшем эксцентриситете — более чем в 1,1 раза. Гораздо более сильно количество поступающей солнечной радиации зависит от смены времён года — в настоящее время мощность солнечной радиации, поступающей на Землю, остаётся практически постоянной, но на широтах 65 С. Ш. (широта северных городов России, Канады) летом мощность солнечной радиации, отнесённая к единице поверхности, более чем на 25 % больше, чем зимой. Это происходит из-за того, что ось вращения Земли по отношению к плоскости орбиты наклонена под углом 23,3°. Избыток радиации летом и недостаток зимой взаимно компенсируются (если не учитывать эксцентриситет земной орбиты), но, с приближением места наблюдения к полюсам, разрыв между зимой и летом становится всё более существенным. Так, на экваторе разницы между зимой и летом практически нет. За Полярным кругом же, прямые лучи Солнца не достигают поверхности в течение полугода. Таким образом формируются особенности климата различных регионов Земли. Кроме того, периодические изменения эксцентриситета орбиты Земли могут приводить к возникновению различных геологических эпох: к примеру, ледникового периода.

Средняя дневная сумма солнечной радиации, кВтч/м²[3]
Лонгйир	Мурманск	Архангельск	Якутск	Санкт-Петербург	Москва	Новосибирск	Берлин	Улан-Удэ	Лондон	Хабаровск	Ростов-на-Дону	Сочи	Находка	Нью-Йорк	Мадрид	Асуан
1,67	2,19	2,29	2,96	2,60	2,72	2,91	2,74	3,47	2,73	3,69	3,45	4,00	3,99	3,83	4,57	6,34

Средняя дневная сумма солнечной радиации в декабре, кВтч/м²[3]
Лонгйир	Мурманск	Архангельск	Якутск	Санкт-Петербург	Москва	Новосибирск	Берлин	Улан-Удэ	Лондон	Хабаровск	Ростов-на-Дону	Сочи	Находка	Нью-Йорк	Мадрид	Асуан
0	0	0,05	0,16	0,17	0,33	0,62	0,61	0,97	0,60	1,29	1,00	1,25	2,04	1,68	1,64	4,30

Средняя дневная сумма солнечной радиации в июне, кВтч/м²[3]
Лонгйир	Мурманск	Архангельск	Якутск	Санкт-Петербург	Москва	Новосибирск	Берлин	Улан-Удэ	Лондон	Хабаровск	Ростов-на-Дону	Сочи	Находка	Нью-Йорк	Мадрид	Асуан
4,99	5,14	5,51	6,19	5,78	5,56	5,48	4,80	5,72	4,84	5,94	5,76	6,75	5,12	5,84	7,41	8,00

Отражение солнечной радиации от поверхности Земли
Снег чистый	Трава зелёная	Лес лиственный	Почва	Вода
71 %	20-25 %	15-20 %	10-30 %	9 %
Источник: [4]

Солнечная радиация (неопр.). Географический словарь. Экологический центр «Экосистема». Дата обращения 22 мая 2011. Архивировано 14 февраля 2012 года.

Пособие «Измерение солнечного излучения в солнечной энергетике» (неопр.). Архивировано 5 июля 2013 года.

Обсуждение:Тепловое излучение — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Если я правильно понял, то «Тепловое излучение — один из трёх элементарных видов переноса тепловой энергии (теплопроводность, конвекция, излучение), которое осуществляется при помощи электромагнитных волн.» — как минимум не полно, так как в квантовой теории электромагнитное излучение представляет собой рождение фотонов при изменении состояния квантовых систем (например, атомов), что особенно относится именно к тепловому излучению (см. Большая советская энциклопедия, Излучение электромагнитное что кажется необходимым отразить в статье.

Полно ли определение: «Тепловое излучение — электромагнитное излучение со сплошным спектром, испускаемое веществом и возникающее за счёт его внутренней энергии», то есть могут ли другие виды излучений подходить под это определение, но при этом не являться тепловым, например излучение свободно-свободных электронных переходов атома?

Не хватает характеристик непрерывной функции распределение энергии в Тепловом излучении. Например положение максимума (это оно располагается в инфракрасной части спектра?) её вида и т.п. IlyaMart 18:33, 28 марта 2010 (UTC)

Говорить об определённом распределении энергии в тепловом излучении можно лишь в случае абсолютно чёрного тела. В общем же случае распределение может иметь какую угдно форму. Насколько я понимаю свободно-свободные электронные переходы атома осуществляются не за счёт внутренней (тепловой) энергии. Если углубляться в квантовую теорию излучения и рассматривать излучение фотонов при изменении состояния квантовых систем, то стоит говорить уже о равновесном тепловом излучении, что не есть то же самое. Возможно в этом случае имеет смысл добавить соответствующий раздел. Внёс некоторые изменения. Mastadonte 3:31, 24 апреля 2010 (UTC)
Дополнил Electronik iv 08:58, 10 декабря 2010 (UTC) Electronik iv 11:12, 10 декабря 2010 (UTC)

Не совсем понятна формулировка второго абзаца статьи: «Причиной того, что вещество излучает электромагнитные волны, является устройство атомов и молекул из заряженных частиц, т.ч. вещество пронизано электромагнитными полями». Что за «т.ч.»? Если кто-то понимает, что имелось в виду, объясните, или сразу поправьте в статье.Baffet 12:15, 20 ноября 2014 (UTC)

На английской вики вообще лучше объяснено — с примерами и картинками, поймут даже люди в физике мало соображающие.09:53, 28 апреля 2015 (UTC)

Тепловое излучение это не инфракрасное[править код]

Тепловое излучение это не инфракрасное просто по определению.—Abeshenkov 08:51, 22 декабря 2014 (UTC)

• @37.190.62.25: О том, что есть тепловое излучение, сказано, например, в Физической энциклопедии.
• Не следует возвращать в статью правку, отменённую кем-то из редакторов. Такой возврат без предварительного достижения консенсуса на СО статьи является нарушением правила ВП:КОНС и может привести к техническому ограничению вашего участия в Википедии. —VladVD 09:11, 22 декабря 2014 (UTC)
• Электромагнитное уж точно.—Arbnos 20:14, 23 декабря 2014 (UTC)

Сплошной и непрерывный спектр[править код]

Может кто-нибудь раскрыть в статье тему сплошного спектра? Везде это дается как что-то само собой разумеющееся, однако если посмотреть на то же разрешение ультрафиолетовой катастрофы через излучение квантами(что логично), то спектр должен быть прерывистым. 37.21.165.131 11:19, 23 февраля 2017 (UTC)