Солнечная светимость. Изменяется ли светимость Солнца? Конвективная зона Солнца
Светимость Солнца представляет собой полную энергию, которую излучает Солнце в единицу времени.
Напомним, что светимость Солнца равняется всего лишь 2 1033 эрг / с. Теоретические исследования показали, что пульсаром может быть только быстро вращающаяся сильно намагниченная нейтронная звезда.
Напомним, что светимость Солнца равняется всего лишь 2 - 1033 эрг / с. Теоретические исследования показали, что пульсаром может быть только быстро вращающаяся сильно намагниченная нейтронная звезда.
Солнца и не меняющие светимость Солнца хотя бы на небольшую величину, скажем, на один процент.
Щенка составляет всего 2 % светимости Солнца.
Найдем, для примера, светимость Солнца; она укажет нам порядок этой величины, характерный для многих звезд. Непосредственными измерениями получено, что за 1 сек на 1 см2 поверхности Земли попадает от Солнца 1 4х X106 эрг энергии. Эта величина называется солнечной постоянной. Но столько же энергии должно падать за 1 сек на любую площадку площадью в 1 еж2, если она удалена от Солнца так же, как и Земля, и расположена перпендикулярно к солнечным лучам.
СВЕТИМОСТЬ ЗВЕЗД, сила света звезд; выражается обычно в единицах светимости Солнца и показывает, во сколько раз звезда в действительности ярче или слабее его.
Расчеты показывают, что наше Солнце станет красным гигантом через 8 млрд. лет и будет оставаться им в течение нескольких сот миллионов лет. При этом светимость Солнца должна увеличиться в сотни раз, а радиус - в десятки раз по сравнению с современными.
Герц-шпрунга - Расселла, на которой представлена зависимость логарифма светимости звезд от логарифма температуры их поверхности. Светимость характеризует мощность звездного излучения, а светимость Солнца принята за единицу. Из диаграммы видна температура поверхности Солнца.
Солнце излучает в окружающее пространство колоссальное количество энергии. Энергия, излучаемая Солнцем за 1 сек, или светимость Солнца, составляет LQ 3 86 - 1033 эрг / сек. Из этого количества энергии только 4 3 - 10 - ш часть приходится на долю Земли, но и эта доля является весьма большой. Имеются основания полагать, что с таким режимом Солнце излучает последние 5 - 8 млрд. лет, поэтому энергия, излученная им за это время, колоссальна. Однако Солнце - обычная рядовая звезда и далеко не самый мощный источник энергии. Имеются звезды, которые излучают в тысячи раз больше энергии, чем Солнце.
Заметим, что Солнце испускает в секунду 4 - 10е т излучения, что отвечает количеству энергии, которое куйбышевская ГЭС могла бы выработать за 10 миллиардов лет. При массе Солнца 2 - 1033г и минимальном возможном содержании водорода количество его достаточно, чтобы поддерживать постоянной светимость Солнца в течение десятков миллиардов лет.
Для представления светимости звёзд. Равна светимости Солнца , составляющей 3,827 × 10 26 Вт или 3,827 × 10 33 Эрг /с.
Расчёт константы
Вы можете рассчитать количество солнечной энергии, попадающей на Землю, путём сравнения площади сферы с радиусом, равным расстоянию Земли от Солнца (центр находится в звезде) и площади сечения, сделанного таким образом, чтобы ось вращения планеты принадлежала плоскости сечения.
- Радиус Земли - 6.378 км.
- Площадь сечения Земли: S Земля = π×радиус² = 128.000.000 км²
- Среднее расстояние до Солнца: R Солнце = 150.000.000 км. (1 а.е.)
- Площадь сферы: S Солнце = 4×π×R Солнце ² = 2,82×10 17 км².
- Количество энергии в единицу времени, попадающей на Землю: P Земля = P Солнце × S Земля /S Солнце = 1,77×10 17 Вт.
- Количество энергии (в единицу времени)на квадратный метр: P Земля /S Земля = 1387 Вт/м² (Солнечная постоянная)
- Человечество примерно потребляет 12×10 12 Вт. Какая площадь необходима для обеспечения энергопотребления? Лучшие солнечные батареи имеют КПД около 33 %. Необходимая площадь составляет 12×10 12 /(1387×0,33) = 26×10 9 м² = 26000 км², или квадрат ~160×160 км. (На самом деле требуется бо́льшая площадь, так как солнце не всегда находится в зените и, к тому же, некоторая часть излучения рассеивается облаками и атмосферой .)
Ссылки
- I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd (2003). "Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars ". The Astrophysical Journal 583 (2): 1024-1039.
Wikimedia Foundation . 2010 .
Смотреть что такое "Светимость Солнца" в других словарях:
В астрономии полная энергия, излучаемая источником в единицу времени (в абсолютных единицах или в единицах светимости Солнца; светимость Солнца = 3,86·1033 эрг/с). Иногда говорят не о полной С., а о С. в некотором диапазоне длин волн. Напр., в… … Астрономический словарь
Светимость термин, используемый для именования некоторых физических величин. Содержание 1 Фотометрическая светимость 2 Cветимость небесного тела … Википедия
Светимость звезды, сила света звезды, т. е. величина излучаемого звездой светового потока, заключённого в единичном телесном угле. Термин «светимость звезды» не соответствует термину «светимость» общей фотометрии. С. звезды может относиться как к … Большая советская энциклопедия
В точке поверхности. одна из световых величин, отношение светового потока, исходящего от элемента поверхности, к площади этого элемента. Единица С. (СИ) люмен с квадратного метра (лм/м2). Аналогичная величина в системе энергетич. величин наз.… … Физическая энциклопедия
СВЕТИМОСТЬ, абсолютная яркость ЗВЕЗДЫ количество энергии, излучаемой ее поверхностью в секунду. Выражается в ваттах (джоулях в секунду) или в единицах измерения яркости Солнца. Болометрическая светимость измеряет общую мощность света звезды на… … Научно-технический энциклопедический словарь
СВЕТИМОСТЬ, 1) в астрономии полное количество энергии, испускаемое космическим объектом в единицу времени. Иногда говорят о светимости в некотором диапазоне длин волн, например радиосветимость. Обычно измеряется в эрг/с, Вт или в единицах… … Современная энциклопедия Википедия
Все звезды имеют цвет. От красных карликов и красных гигантов до белых и желтых звезд, до синих гигантов и супергигантов. Цвет звезды зависит от температуры. Когда фотоны вырываются изнутри звезды в космос, они имеют разные количества энергии. может испускать инфракрасный, красный, синий и ультрафиолетовый свет в одно и то же время. Они даже испускают рентгеновское излучение и .
Если звезда холодная, менее 3,500 Кельвин, его цвет будет красным. Это из-за того, что испускается больше красных фотонов, чем любых других в видимом свете. Если звезда очень горячая, свыше 10,000 Кельвин, ее цвет будет синим. И снова, потому что там больше синих фотонов, струящихся из звезды.
Температура Солнца приблизительно равна 6,000 Кельвин. Солнце, и звезды как наше Солнце, выглядят белыми. Это из-за того, что мы наблюдаем все различные цветные фотоны, исходящий из Солнца в одно и то же время. Когда вы складываете эти цвета, вы получаете чистый белый.
Белый цвет внутри этого черного квадрата приблизительно цвет Солнца.
Так почему Солнце выглядит желтым здесь на Земле? Атмосфера Земли рассеивает солнечный свет, удаляя более короткие длины волн света - синий и фиолетовый. Как только вы удалите эти цвета из спектра света, исходящие от Солнца, оно выглядит желтым. Но если вы бы полетели и посмотрели Солнце из космоса, цвет Солнца был бы чистым белым.
Температура Солнца
Поверхность Солнца, часть, которую мы видим, называется фотосфера. Фотоны, струящиеся от поверхности Солнца различны по температуре от 4500 Кельвин до более 6000 Кельвин. Средняя температура Солнца около 5800 Кельвин. В других единицах измерения, Солнце - 5500°C или 9,900°F.
Фотосфера Солнца. Предоставлено: NASA/SOHO.
Но это только средняя температура. Отдельные фотоны могут быть холоднее и краснее, или горячее и синее. Цвет Солнца, который мы видим здесь на Земле, в среднем это все фотоны, струящиеся от Солнца.
Но это только поверхность. Солнце сдерживается вместе взаимной гравитацией своей массы. Если бы вы могли спуститься вниз Солнца, вы бы почувствовали, что температура и давление увеличиваются на всем пути к ядру. И вниз к ядру температуры достигают 15.7 миллионов Кельвин. При таком давлении и температуре уже может иметь место водородный ядерный синтез. Это где атомы водорода соединяются вместе в гелий, выпуская фотоны гамма радиации. Эти фотоны выпускаются и поглощаются атомами в Солнце, когда они медленно прокладывают свой путь в космос. Может занять 100,000 лет для того, чтобы фотон, образовавшийся в ядре, в конце концов, достиг фотосферы и совершил скачок в космос.
Поверхность Солнца
Возможно, наиболее знакомая особенность на поверхности Солнца - это солнечные пятна. Это относительно более холодные регионы на поверхности Солнца, где линии магнитного поля пронизывают поверхность Солнца. Солнечные пятна могут быть источником солнечных вспышек и выбросов корональной массы.
Вид поверхности Солнца с научного японского спутника Hinode.
Когда мы смотрим на Солнце, мы замечаем, что центр Солнца выглядит гораздо ярче, чем границы. Это называется "затемнением лимба" и происходит, потому что мы наблюдаем свет, который прошел через поверхность Солнца под углом, и имел больше преград - и поэтому темнее.
С хорошим телескопом (и даже лучшим солнечным фильтром), возможно увидеть, что фотосфера не гладкая. Вместо этого, она покрыта конвекционными ячейками, называемыми гранулами. Они вызваны конвекционными потоками плазмы внутри конвекционной зоны Солнца. Горячая плазма поднимается в столбах через этот конвекционный регион Солнца, выпускает свою энергию и затем охлаждается и погружается. Представьте пузыри, поднимающиеся к поверхности в кипящей воде. Эти гранулы могут быть 1000 км в ширину и существовать 8-20 минут до рассеивания.
Огромные выбросы корональной массы могут также быть видны выстреливающими с поверхности Солнца. Они создаются, когда свернувшееся магнитное поле Солнца резко обрывается и разъединяется. Это разъединение выпускает огромное количество энергии, и выбрасывает заряженную плазму в космос. Когда эта плазма достигает Земли, она создает красивые полярные сияния, лучше всего видимые на полюсах Земли.
Светимость Солнца
Астрономы измеряют яркость звезд различными инструментами, но им нужен способ для сравнения. Вот, где появляется наше Солнце. Как каждый знает, Солнце отдает примерно 3.839 x 10 33 ерг в секунду энергии. Другие звезды во Вселенной могут только отдавать долю солнечной светимости, или несколько кратных ей. Наше Солнце - это звездный критерий.
Массивный выброс корональной массы. Эта фотография показывает размер Земли для сравнения (вверху слева). Предоставлено: NASA / SDO / J. Major.
Представьте, что Солнце окружено рядами прозрачных сфер - как слои лука. Количество энергии, солнечная светимость, проходящее через каждую из этих сфер каждую секунду, - всегда одно и то же. Тем не менее, область поверхности сферы становится больше и больше. Это то, почему дальше вы получаете от звезды меньше света, который видите.
Это называется законом обратных квадратов, и позволяет астрономам вычислять солнечную светимость; фактически, это позволяет им вычислять светимость всех звезд. Ученые отправляли миссии в космос, которые измеряют общее количество энергии, падающей на их датчики. Из этой информации, астрономы могут вычислять, сколько энергии падает на всю Землю, а затем и сколько приходит от Солнца.
И это также работает и для звезд. Космический корабль обнаруживает светимость другой звезды, факторы в расстоянии и помогает вычислить первоначальную светимость звезды.
Хотя наше Солнце стабильное, оно испытывает незначительные изменения в солнечной светимости. Эти изменения вызваны солнечными пятнами, которые затемняют регионы, и яркими структурами на солнечном диске в течение 11-ти летнего солнечного цикла. Подробные измерения, проводимые в течение последних 30 лет, обнаружили, что они не достаточны, чтобы привести к ускорению глобального потепления, которое мы обнаруживаем здесь на Земле.
Звезды выбрасывают в открытый космос громадное количество , почти полностью представленной разными видами лучей. Суммарная энергия излучения светила, испускаемая за отрезок времени - это и есть светимость звезды. Показатель светимости очень важен для изучения светил, поскольку зависит от всех характеристик звезды.
Первое, что стоит отметить, говоря о светимости звезды - ее легко спутать с другими параметрами светила. Но в деле все очень просто - надо только знать, за что отвечает каждая характеристика.
Светимость звезды (L) отражает в первую очередь количество энергии, излучаемой звездой - и потому измеряется в ваттах, как и любая другая количественная характеристика энергии. Это объективная величина: она не меняется при перемещении наблюдателя. У этот параметр составляет 3,82 × 10 26 Вт. Показатель яркости нашего светила часто используется для измерения светимости других звезд, что куда удобнее для сопоставления - тогда он отмечается как L ☉ , (☉- это графический символ Солнца.)
Очевидно, что наиболее информативной и универсальной характеристикой среди вышеперечисленных является светимость. Так как этот параметр отображает интенсивность излучения звезды наиболее подробно, с его помощью можно узнать многие характеристики звезды - от размера и массы до интенсивности .
Светимость от А до Я
Источник излучения в звезде искать долго не приходится. Вся энергия, которая может покинуть светило, создается в процессе термоядерных реакций синтеза в . Атомы водорода, сливаясь под давлением гравитации в гелий, высвобождают громадное количество энергии. А в звездах помассивнее «горит» не только водород, но и гелий - порой даже более массивные элементы, вплоть до железа. Энергии тогда получается в разы больше.
Количество энергии, выделяемой во время ядерной реакции, напрямую зависит от - чем она больше, тем сильнее гравитация сжимает ядро светила, и тем больше водорода одновременно превращается в гелий. Но не одна ядерная энергия определяет светимость звезды - ведь ее надо еще излучать наружу.
И тут вступает в игру площадь излучения. Ее влияние в процессе передачи энергии очень велико, что легко проверяется даже в быту. Лампа накаливания, нить которой нагревается до 2800 °C, за 8 часов работы существенно не изменит температуру в помещении - а обычная батарея температурой в 50–80 °C сумеет прогреть комнату до ощутимой духоты. Разницу в эффективности обуславливают отличия в количестве поверхности, излучающей энергию.
Соотношение площади ядра звезды и ее часто бывает соизмеримо с пропорциями нити лампочки и батареи - поперечник ядра может составлять всего одну десятитысячную общего диаметра звезды. Таким образом, на светимость звезды серьезно влияет площадь ее излучающей поверхности - то есть поверхности самой звезды. Температура тут оказывается не столь существенной. Накал поверхности звезды на 40% меньше температуры фотосферы Солнца - но из-за больших размеров, ее светимость превышает солнечную в 150 раз.
Получается, в вычислениях светимости звезды роль размеров важнее и энергии ядра? На самом деле нет. Голубые гиганты с высокой светимостью и температурой обладают схожей светимостью с красными сверхгигантами, которые намного больше размерами. Кроме того, самая массивная и одна из наиболее горячих звезд, обладает самой высокой яркостью среди всех известных звезд. До открытия нового рекордсмена, это ставит точку в дискуссии о наиболее важном для светимости параметре.
Использование светимости в астрономии
Таким образом, светимость достаточно точно отражает как и энергию звезды, так и площадь ее поверхности - поэтому она задействована во многих классификационных диаграммах, используемых астрономами для сравнения звезд. Среди них стоить выделить диаграмму
Каким же образом стало известно, сколько энергии излучает Солнце?
На протяжении почти полутора столетий астрономы и геофизики затратили много усилий для того, чтобы определить солнечную постоянную. Так называется полное количество энергии солнечного излучения всех длин волн, падающее на площадку в 1 см 2 , поставленную перпендикулярно солнечным лучам вне земной атмосферы и на среднем расстоянии Земли от Солнца. Определение солнечной постоянной кажется довольно простой задачей. Но это только на первый взгляд. В действительности же исследователь сталкивается с двумя серьезными трудностями.
Прежде всего необходимо создать такой приемник излучения, который с одинаковой чувствительностью воспринимал бы все цвета видимого света, а также ультрафиолетовые и инфракрасные лучи - одним словом, весь спектр электромагнитных волн. Напомним читателю, что видимый свет, ультрафиолетовое и рентгеновское излучение, гамма-лучи, инфракрасное излучение и радиоволны в определенном смысле имеют одинаковую природу. Отличие их друг от друга обусловлено лишь частотой колебаний электромагнитного поля или длиной волны. В табл. 2 указаны длины волн лямбда различных областей спектра электромагнитного излучения, а также частоты v в герцах и энергии квантов hv в электронвольтах).
Как показывает табл. 2, видимая область, имея протяженность немного менее октавы, составляет весьма небольшую часть всего спектра электромагнитного излучения, простирающегося от гамма-лучей с длиной волны в тысячные доли нанометра до метровых радиоволн, более чем на 46 октав. Солнце излучает практически во всем этом гигантском диапазоне длин волн, и в солнечной постоянной должна учитываться, как уже сказано, энергия всего спектра. Наиболее подходящими для этой цели являются тепловые приемники, например, термоэлементы и болометры, в которых измеряемое излучение превращается в тепло, а показания прибора зависят от количества этого тепла, т. е. в конечном счете - от мощности падающего излучения, но не от его спектрального состава.
Остроумно устроен компенсационный пиргелиометр Ангстрема, изобретенный в 1895 г. и получивший (с непринципиальными усовершенствованиями) широкое распространение. Представьте себе две рядом стоящие одинаковые пластинки (из манганина). Обе они покрыты платиновой чернью или специальным черным лаком. Одна из них освещается и нагревается солнечными лучами, а другая закрыта шторкой. Через затененную пластинку пропускается электрический ток такой силы (регулируется реостатом), чтобы ее температура была равна температуре освещенной пластинки. Мощность тока, необходимая для компенсации солнечного нагрева (отсюда и название прибора - компенсационный пиргелиометр) является мерой мощности падающего излучения.
Достоинство пиргелиометра Ангстрема в его простоте, надежности и хорошей воспроизводимости показаний. Именно поэтому он уже более 85 лет применяется в разных странах. Тем не менее измерения с ним нуждаются во внесении некоторых небольших, но трудноопределяемых поправок. Прежде всего никакое чернение (в том числе сажей, платиновой чернью и т. д.) не обеспечивает полного поглощения падающих лучей. Какая-то доля их (порядка 1,5-2%) отражается, причем эта доля может меняться с длиной волны. В связи с этим в последние два десятилетия разработаны полостные приборы. Схема одного из них (пиргелиометр ПАКРАД-3, серийно выпускаемый фирмой «Лаборатория Эппли», США), приведена на рис. 1.
В верхнюю приемную полость l , образованную цилиндром 2, конусом 3 с двойными стенками и усеченным конусом 4, солнечные лучи попадают через прецизионную диафрагму 5. Термобатарея 6 позволяет определить повышение температуры в верхней конструкции по сравнению с аналогичными точками нижней, устроенной в точности так же, как и верхняя (только конус в ней развернут на 180° для компактности). Мощность поглощаемого излучения равна мощности тока, который необходимо пропустить по обмотке 7, чтобы при закрытой диафрагме 5 вызвать равное повышение температуры.
Поскольку солнечные лучи могут выйти из полости 1 только после нескольких отражений, полость, зачерненная изнутри таким же лаком, что и пластинки пиргелиометра Ангстрема, обладает большим коэффициентом поглощения. Он составляет 0,997-0,998, а в отдельных случаях доходит до 0,9995. В этом преимущество полостных приборов, получающих широкое распространение.
Вторая трудность определения солнечной постоянной порождается земной атмосферой. Последняя ослабляет любое излучение, причем ослабление сильно зависит от длины волны. Синие и фиолетовые лучи ослабляются значительно больше, чем красные, и еще сильнее ослабляются ультрафиолетовые. Излучение с длиной волны меньше 300 нм вообще полностью задерживается земной атмосферой, как и большая часть инфракрасных лучей. К тому же оптические свойства атмосферы крайне непостоянны даже при ясной безоблачной погоде.
Из-за того что лучи разных длин волн ослабляются атмосферой по-разному, коэффициент прозрачности нельзя найти, проводя наблюдения в «белом свете» на приборах типа пиргелиометров, которые регистрируют неразложенное в спектр излучение всех длин волн. Совершенно необходим спектрометрический прибор. Наблюдения на нем позволят определить значения коэффициента прозрачности атмосферы по отдельности для ряда длин волн. Только после этого можно вычислить по ним поправку за атмосферу к показаниям пиргелиометра.
Все это очень осложняет определение солнечной постоянной с поверхности Земли. Не удивительно, что наблюдения, сделанные, например, в прошлом столетии, имели низкую точность, и у разных авторов получались значение, различающиеся в 2 раза и более.
Методически самыми лучшими среди наземных определений по праву считаются работы, начатые в 1900 г. и продолжавшиеся в течение нескольких десятилетий под руководством Ч. Аббота. Они показывали результаты, имевшие разброс 2-3% около среднего значения. Сам Аббот интерпретировал этот разброс как реальные изменения солнечного излучения. Однако впоследствии более рафинированный анализ этих же самых наблюдений показал, что разброс порожден ошибками, связанными прежде всего с недостаточным учетом нестабильностей земной атмосферы.
Между тем для метеорологии и ряда других наук о Земле, а также для астрофизики (в частности, физики планет) необходимы как более точное знание этой величины, так и решение вопроса о том, является ли солнечная постоянная действительно постоянной, т. е. происходят ли и в каких пределах возможные колебания солнечного излучения.
Наиболее кардинальное решение проблемы дает использование искусственных спутников Земли. Спутники, предназначенные как раз для измерения солнечной постоянной, регулярно «работают» последние 10-12 лет. Вынос приборов за пределы атмосферы (конечно, наряду с усовершенствованием самих приборов) позволяет определять потоки солнечного излучения с невиданной ранее точностью - абсолютное значение до 0,3%, а возможные колебания до 0,001% от среднего значения. Тем не менее, несмотря на достигнутую точность, проблема колебаний солнечной постоянной до конца не решена. Установлено только, что их амплитуда (если они существуют) не более 0,1-0,2%. Не вдаваясь дальше в дискуссию о стабильности солнечного излучения, отметим, что с точностью до 1 % солнечная постоянная составляет 137 мВт/см 2 , или 1,96 кал (см 2 мин) -1 .
Зная величину солнечной постоянной, мы можем получить интересные данные. Рассмотрим некоторый участок земной поверхности и примем, что угол падения солнечных лучей на него равен 60° (высота Солнца над горизонтом 30°). В этом случае, довольно типичном для условий средних широт, до поверхности Земли дойдет примерно 65% от полного потока излучения Солнца, остальное будет задержано атмосферой. Освещенность земной поверхности нужно еще уменьшить вдвое из-за наклонного падения лучей. Легко подсчитать, что при этих условиях на участок размером 5×10 км (равный площади среднего города) от Солнца поступает мощность в 22 млн. кВт, т. е. больше, чем будет давать весь комплекс 5 электростанций, строящихся в Экибастузе. Далее, зная радиус земного шара, равный 6,371 10 8 см, легко найти площадь «поперечного сечения» Земли (1,275 10 18 см 2) и подсчитать, что мощность солнечного излучения, падающего на всю освещенную Солнцем половину земной поверхности, составляет огромную величину - около 1,7 10 14 кВт. Чтобы представить ее более наглядно, достаточно сказать, что солнечной энергии, падающей на дневную полусферу Земли, достаточно, чтобы за 1 с растопить глыбу льда объемом 0,56 км 3 (длиной и шириной 1 км и высотой 560 м) или за 4 ч нагреть от 0 до 100° С и вслед за тем испарить столько воды, сколько ее имеется в Ладожском озере (908 км 3). Наконец, за 26 сут Солнце посылает на Землю энергии больше, чем ее содержатся во всех разведанных и прогнозируемых запасах угля, нефти и газа и других видов ископаемых топлив. Эти запасы оцениваются в 13 10 12 т так называемого условного топлива (т. е. топлива с теплотворной способностью 7000 кал/г, или 29,3 10 6 Дж/кг).
Энергетика всех явлений погоды, всех природных процессов, происходящих в земных атмосфере и гидросфере, таких, как ветер, испарение океанов, перенос влаги облаками, осадки, ручьи и реки и океанические течения, движение ледников - все это в основном преобразованная энергия солнечного излучения, упавшего на Землю. Развитие биосферы определяется теплом и светом, поэтому некоторые виды топлив, а также вся наша пища, по образному выражению К. А. Тимирязева, «есть консерв солнечных лучей».
Приведем еще одну цифру. Среднее расстояние Земли от Солнца (или большая полуось земной орбиты) составляет 149,6 10 6 км. Отсюда полная светимость Солнца равна 3,82 10 23 кВт, или 3,82 10 33 эрг/с; эта величина почти на 17 порядков превосходит мощность крупнейших технических энергоустановок, таких, как наши крупнейшие гидро- и тепловые электростанции.