Solar maksimum hangi aralıkta meydana gelir? Güneş tuzu havuzuyla verimli güneş enerjisi depolamanın bazı fiziksel temelleri. Radyasyonun emilmesi ve saçılması

Spektral ayrışma

Güneş ışığı, Güneş'ten yayılan elektromanyetik radyasyondur. Dünya'da atmosferimiz Güneş'ten gelen radyasyonu filtreleyerek bizi zararlı radyasyondan korur ve rengini değiştirir.

Nereden geliyor?

Güneş radyasyonundaki ışığın tüm dalga boylarına bakalım. Muhtemelen bildiğiniz gibi çekirdekteki muazzam sıcaklık ve basınç, hidrojenin helyum atomlarına dönüşmesine neden olur. Bu birleşmeden kaynaklanan enerjinin bir kısmı gama ışınları şeklinde açığa çıkar. Bu gama ışınları Güneş'teki parçacıklar tarafından emiliyor ve sonra yeniden yayılıyor. Fotonların çekirdekten uzaya kaçması 200.000 yıl alıyor. Güneş'in yüzeyine fotosfer denir ve ışığın nihayet uzaya kaçtığı yer fotosferdir. Güneş'te uzun bir yolculuktan sonra fotonlar enerji kaybeder ve dalga boyları değişir.

Bu iyi bir haber, aksi takdirde sürekli gama ışınlarına maruz kalan Dünya'daki yaşamın gelişimi zor olurdu.

Güneş'in yaydığı ışık farklı dalga boylarının bir karışımıdır. Hissettiğimiz ısı, dalga boyu 1400 nm ile 1 mm arasında değişen kızılötesi ışınımdır. Görünür ışığın dalga boyu 400 ila 700 nm arasındadır.

Uzayda güneş ışığı beyaz görünür, ancak Dünya'da onu sarı görüyoruz çünkü atmosferimiz mavi ve mor fotonları reddediyor.

Neyse ki, ultraviyole radyasyon Dünya atmosferi tarafından emilir, yaşam için oldukça tehlikelidir. Güneş ışığının spektrumu süreklidir ve atmosferinin soğuk katmanları tarafından emilmesinden kaynaklanan birçok koyu çizgi içerir. Dünyadaki tüm yaşam güneş radyasyonuna bağlıdır. Dünyadaki ana enerji kaynağıdır ve gezegenin hava durumunu ve okyanus dolaşımını kontrol eder. Bu enerji kaynağı olmazsa Dünya donar.

1 seçenek

1. Dünya atmosferinin hangi katmanı ultraviyole radyasyonun büyük kısmını emer? Cevap: ozon

2. Bir yıldızın renk sıcaklığını nasıl belirleyebilirsiniz? Cevap: Wien yasasına göre λ*T=b (b Wien sabitidir, b=2,9* m*K

3. Güneş'in kimyasal bileşiminin belirlendiği yöntemi açıklayın. Cevap: spektral analiz kullanarak.

4. Gözlemler, şu anda Wolf sayılarıyla ölçülen güneş aktivite indeksinin W = 123 ve tüm güneş lekelerinin sayısının f = 33 olduğunu göstermiştir. W=k(10g+f) formülündeki k faktörünü bire eşit alarak güneş diskindeki g gruplarının sayısını belirleyin. . Cevap: Grup sayısını bulmak için; Yukarıdaki formülden bilinmeyen, bilinen miktarların değerlerini formülde değiştirmeniz gerekir. 123=1(10g + 33) elde edeceğiz. Veya 123 = 10g + 33. Veya 10g = 90, Dolayısıyla grup sayısı g=90/10 = 9 grup.

5. Sıcaklığı sabit yarıçapla 7200 K'den 6000 K'ye değişirse Sefeid'in parlaklığındaki değişimi yıldız büyüklüğünde belirleyin.

seçenek 2

1. Görünür ışığın ana kaynağı Güneş'in hangi katmanıdır? Cevap: fotosfer

2. Gözlemciye nispeten yakın olan yıldızların teğetsel hızının büyüklüğü nasıl belirlenebilir? Cevap: Yıldızın gök küresindeki yer değiştirmesi ile =4,74 .

3. Bir yıldızın spektrumundaki spektral çizgilerin konumu gözlemciye yaklaştıkça nasıl değişir? ? Cevap: Yaklaşan bir kaynaktan gelen ışık daha mavi olur (frekans artar), hareketli bir kaynaktan gelen ışık ise daha kırmızı olur (frekans azalır).

4. Eğer yıldızlar çekirdeğinden r=20 kpc uzaklıkta v=350 km/s hızla dönüyorsa galaksinin kütlesini (M) belirleyin. .

Cevap: M= = = =3673* veya

20 kpc=R~2*10^4*30^11*180*3600/3,14~12,4*10^20 m. Dolayısıyla M~2,2*10^42 kg.

5. Galaksi ışık hızının %8'i kadar bir hızla bizden uzaklaşıyor. Hidrojen çizgisi (λ=410 nm) bu galaksinin spektrumunda hangi değeri alır? Cevap: h=h0*SQR[(1+v/c)/(1-v/c)]

Seçenek 3

1.
Gök cisimlerinin dünya atmosferi dışına yerleştirilen ekipmanlar kullanılarak incelendiği astronomi dalının adı nedir? Cevap: Atmosfer dışı astronomi

2. Güneş gibi sarı yıldızların sıcaklığı nedir? Cevap: 6000K

3. Enerji Güneş'in iç kısmından fotosfere nasıl aktarılır? Cevabınızı bir çizimle açıklayınız. Cevap: Enerji konveksiyon yoluyla aktarılır. Güneş'in dış katmanlarında konveksiyonun ortaya çıkmasının nedeni, kaynar su içeren bir kaptakiyle aynıdır: Isıtıcıdan gelen enerji miktarı, termal iletkenlik tarafından uzaklaştırılandan çok daha fazladır. Bu nedenle madde hareket etmeye ve ısıyı kendisi aktarmaya başlar. Konvektif bölge neredeyse Güneş'in en görünür yüzeyine (fotosfer) kadar uzanır.

4. Maddesinin ortalama yoğunluğu 5* kg/ ise Sefeid'in titreşim periyodunu belirleyin. Güneş'in maddesinin ortalama yoğunluğu 1,4* kg/'dir. Cevap: P, gün cinsinden nabız periyodudur, - ortalama yoğunluk (Güneşin ortalama yoğunluğunun birimleri cinsinden)

p= = ; = =3,57* ; p= = =3,36*

5. Galaksinin spektrumunda, hidrojen çizgisi = 656,3 nm, spektrumun kırmızı ucuna Δλ = 21,9 nm kadar kaydırılmıştır. Galaksinin uzaklaşma hızını ve mesafesini belirleyin. Cevap: = = =0,1*

Seçenek 4

1. Maksimum güneş ışınımı hangi aralıktadır? Cevap: kızılötesi

2. Tamamen siyah bir cismin sıcaklığı arttıkça radyasyon gücü nasıl değişir? Cevap: Tamamen siyah bir cismin radyasyon gücü sıcaklığın dördüncü kuvvetiyle orantılıdır (Stefan-Boltzmann yasası) T=

3.
Hızları 1000 km/s ise, Güneş'ten koronal kütle fırlatma parçacıklarının Dünya'ya ulaşması için gereken süreyi belirleyin. Cevap: Güneş'ten Dünya'ya uzaklık 149.600.000 km, hareket hızı ise 1000 km/s'dir yani: t=S/V=149.600.000/1000=149.600 saniye yani 2.493 dakika, 20 saniye veya 41 saat, 33 dakika, 20 saniye.

4. Altair (Orla) yıldızının yıllık paralaksı 0,198'', öz hareketi 0,658'' ve radyal hızı -26 km/s'dir. Bu yıldızın uzaysal hızının büyüklüğünü (bu durumda internette teğetsel) belirleyin.

5. Kaynak radyasyonu 4,5* Hz'lik bir frekansla karakterize edilir. Özellikleri tamamen siyah bir cisme yakınsa, bu kaynağın sıcaklığını belirleyin. Cevap: Wien yasasını kullanıyoruz: = T= = =435 derece

Seçenek 5

1. Dünyanın yörüngesinin yarım ekseninin bir yıldızdan yıldız yönüne dik olarak görülebildiği açıya ne ad verilir? Cevap: yıllık paralaks ( )

2. Bir yıldızın spektrumundaki tayf çizgileri, eğer yıldız görüş hattı boyunca gözlemciden uzaklaşırsa nasıl değişecektir? Cevap: Doppler prensibine göre, bir ışık kaynağı (veya gözlemcinin kendisi) görüş hattı boyunca hareket ettiğinde, spektral çizgiler formüle uygun olarak radyal hıza orantılı olarak kayar. = . - radyal hız, c - ışık hızı, λ - spektral çizginin dalga boyu ve Δλ - bu çizginin yer değiştirmesi. Işık kaynağı kaldırıldığında spektral çizgiler spektrumun kırmızı tarafına kayar. ve yaklaşırken - mor renkte.

3.
Görünür büyüklüğü eşit olan yeni bir yıldız bulunursa galaksiye olan mesafeyi ve mutlak büyüklüğünü belirleyin.

4. Görünür büyüklükleri sırasıyla eşitse, Sirius'tan (α Canis Majoris) alınan aydınlatma, Kutup Yıldızı'ndan (α Ursa Minor) alınan aydınlatmadan kaç kat daha fazladır?

5. Orion'daki Büyük Gaz-Toz Bulutsusu'nun görünür açısal boyutlarının yaklaşık 400 pc olduğunu ve gaz-toz ortamının yoğunluğunun yaklaşık olduğunu varsayarak kütlesini belirleyin.

Seçenek 6

1. Güneş'ten gelen kızılötesi radyasyonun ana kısmı Dünya atmosferinin hangi katmanında emilir? Cevap: Ozon tabakasında

2. Güneş'in kendi ekseni etrafındaki dönüş periyodu nasıl değişir?

3. Bir yıldızın doğrusal yarıçapını nasıl belirleyebilirsiniz? Cevap: R=215 (güneş yarıçapında)

4. Eğer galaksi bizden 6000 km/s hızla uzaklaşıyorsa ve görünen açı boyutu 2' ise galaksinin doğrusal boyutlarını belirleyiniz. Cevap: Galaksinin doğrusal çapı D=r*d"/206265" olup r = V/H'dir.

Н=70 km/ (s*Mpc)

r=6000/70=85,7 Mpc, burada r galaksiye olan mesafedir

D=85,7 *2′/206265" = 0,0008309 Mpc ≈831pc

5. Yıldız, Güneş ile aynı sıcaklığa sahiptir ancak çapı 2 kat daha küçüktür. Dünyanın Güneş'ten aldığı enerji miktarının aynısını alabilmesi için bir gezegenin bu yıldızdan ne kadar uzakta olması gerekir? Cevap: Radyasyon, alanı yarıçapın karesi ile orantılı olan yıldızın yüzeyinden gelir.

Yani bu yıldız Güneş'ten 4 kat daha az ışık yayıyor.

Gezegenin birim alanı başına düşen radyasyon miktarı, yıldıza olan mesafenin karesiyle ters orantılıdır, 4 kat daha fazlasını almasına ihtiyacımız var (yıldızın radyasyonundaki genel azalmayı telafi etmek için)

Toplam: Gezegenin yıldıza iki kat daha yakın yerleştirilmesi gerekiyor.

Seçenek 7

1. Bir optik teleskopun görünen büyütmesini nasıl belirleyebilirsiniz? Cevap: Doğrudan gözle gözlemlenen nesnenin açısal boyutuna, görüntünün gözlemlendiği açının oranını bulun. (veya Çıplak gözle gözlemlenen bir nesnenin boyutları ile aynı nesnenin gözlenen boyutlarını karşılaştırın) bir teleskop aracılığıyla. Nesnenin boyutlarının çokluğu teleskobun büyütme faktörünü oluşturacaktır.)

2. Spektrumdaki maksimum radyasyon yoğunluğunun konumunun vücut sıcaklığına bağımlılığını yazın.

3. Güneşin parlaklığı biliniyorsa etkin sıcaklığını belirleyin ( = 3,85* Cevap: Ç= = =

4. Görünür bir büyüklüğe sahip olan ve bizden km/s hızla uzaklaşan galaksinin parlaklığını belirleyiniz. Hubble sabitini 75 km/(s*Mpc) olarak alın.

5.
Küresel bir küme, her birinin mutlak büyüklüğü olan bir milyon ana dizi yıldızı içerir. Bizden 10 kpc uzaklıkta bulunan kümenin görünen büyüklüğünü belirleyin.

Doğal radyasyon, Güneş'ten, atmosferden ve dünya yüzeyinden gelen radyasyonu içerir.

Güneş radyasyonu parametreleri

Güneş, 1.392.109 m çapında, kütlesi 1.991.1030 kg olan sıcak bir toptur. Güneş ile Dünya arasındaki mesafe 1.496 1011 m'dir.Güneş'in merkezdeki sıcaklığı 2.107 ° C, yüzeyde - 6000 ° C'dir. Böyle yüksek bir sıcaklıkta, güneş ortamının moleküllerinin iyonlaşması ve nükleer reaksiyonlar meydana gelmek. Bu işlemlere büyük miktarda enerjinin salınması eşlik eder.

Güneş ışınımının ana parametreleri yoğunluk, spektral bileşim ve periyodikliği içerir.

Güneş radyasyonu yoğunluğu

Güneşin Pirheliometre ile Gözlemlenmesi

uydu Nimbus 1369-1375 W/m2 (ortalama değer 1373 W/m2) aralığında güneş ışınımının yoğunluğunun belirlenmesini mümkün kılmıştır. Bu miktara denir güneş sabiti.

Yarıçaplı bir küre için güneş ışınımının toplam gücü d = 1.496 1011 m (Güneş ile Dünya arasındaki mesafe):

Dünyanın yarıçapı .

Kesit alanı m2.

Dünyanın tüm yüzeyinin alanı m2'dir.

Dünya yüzeyindeki güneş radyasyonunun gücü (Dünyanın döndüğünü ve ışınlanan alanın tüm yüzey alanından 4 kat daha az olduğunu dikkate alıyoruz):

Bu nedenle, dünya yüzeyine gelen güneş ışınımının yoğunluğu şuna eşittir:

Ukrayna'da güneş radyasyonunun ortalama yoğunluğu 185-215 W/m2 (Kırım) ile 115-145 W/m2 (Polesie) arasında değişmektedir.

Güneş ışınımı yoğunluğu şu şekilde dağıtılır: üçte ikisi şeklinde doğrudan güneş ışığı, üçte biri formda dağınık olarak dağılmışışık (Şekil 11.1).

Pirinç. 11.1.

Doğrudan güneş radyasyonu, dağınık radyasyon hariç, dünyanın kendisine dik yüzeyinde ölçülen radyasyona karşılık gelir.

Yaygın radyasyon, atmosferik parçacıklar tarafından saçılan veya onlardan yansıyan radyasyona karşılık gelir.

Doğrudan güneş güneşlenme soğurma ve saçılma kayıpları hariç güneş sabitine eşittir. Güneş çeliği Güneş ile Dünya arasındaki mesafeye, güneş döngülerine bağlıdır; Güneş radyasyonu kaybı günün saatine (güneş yüksekliği), bulut örtüsüne, nem içeriğine ve çeşitli kirleticilere bağlıdır.

Güneş'in ışınım özellikleri aşağıdaki denklemle açıklanmaktadır:

(11.1)

dünya yüzeyinin güneş ışınımıyla aydınlatılan toplam enerji, W/m2; - Dünya yüzeyinin doğrudan güneş ışınımıyla enerji aydınlatması, W/m2 ve - aynı, ancak dağınık güneş ışınımıyla, W/m2.

Toplam enerji aydınlatmasının ve dağınık güneş ışınımının ortalama değerleri şöyledir: = 900 W / m2; = 200 W/m2 (açık gökyüzü) = 800 W/m2; = 350 W/m2 (gökyüzünün yarısı kümülüs bulutlarıyla kaplıdır) = 300 W/m2 (gökyüzü tamamen bulutlarla kaplıdır).

Güneş yoğunluğu şu şekilde dağıtılır: 19 % doğrudan güneş ışınımı atmosfer tarafından, özellikle ozon, karbon dioksit, su buharı, oksijen, nitrojen gibi gazlar tarafından emilir; Güneş ışınımının %20'si bulutlar tarafından yansıtılır; %6'sı atmosfer tarafından dağıtılır; 4% dünya yüzeyinden yansıyan; %51'i dünya yüzeyi (toprak ve su) tarafından emilir, ardından bu radyasyon gizli ısı şeklinde ortaya çıkar (23 %), somut ısı (%7), dünya yüzeyinin kızılötesi radyasyonu (%21). 23 civarı % yaygın güneş ışınımını oluşturur. Güneş radyasyonunun yoğunluğu yılın zamanından, günün saatinden, enlemden, Güneş ile Dünya arasındaki mesafeden ve güneş radyasyonunun dünya atmosferi tarafından emilmesinden etkilenir.

Güneş ışınımının spektral bileşimi

Güneş radyasyonunun spektrumu 200-5000 nm'dir; maksimum emisyon 500 nm'de meydana gelir. Dünya yüzeyine ulaşan güneş ışınımının spektrumu ultraviyole (100-400 nm), görünür (380-760 nm) ve kızılötesi (760 nm'den fazla) kısımlardan oluşur (Tablo 11.1). Spektrumun ultraviyole kısmı güneş radyasyonunun %5'ini, görünür %35'ini ve kızılötesi - %60'ını oluşturur.

11.1. Optik radyasyon spektrum aralıkları

Güneş radyasyonunun periyodikliği

Güneş aktivitesindeki döngüsel değişiklikler güneş döngüleri olarak bilinir. Periyodikliği 11, 22, 87, 210 ve 2300 olan güneş döngüleri vardır.

Güneş, yeryüzündeki tüm canlıların ihtiyaç duyduğu ışık ve ısı kaynağıdır. Ancak ışık fotonlarına ek olarak helyum çekirdeği ve protonlardan oluşan sert iyonlaştırıcı radyasyon yayar. Bu neden oluyor?

Güneş radyasyonunun nedenleri

Güneş radyasyonu gündüzleri, güneş atmosferinde meydana gelen dev patlamalar olan kromosferik patlamalar sırasında üretilir. Güneş enerjisinin bir kısmı uzaya fırlatılarak esas olarak protonlardan ve az miktarda helyum çekirdeğinden oluşan kozmik ışınlar oluşturur. Bu yüklü parçacıklar, güneş patlamasının görünür hale gelmesinden 15-20 dakika sonra dünya yüzeyine ulaşır.

Hava birincil kozmik radyasyonu keserek basamaklı bir nükleer sağanak oluşturur ve bu yağmur, rakım azaldıkça kaybolur. Bu durumda yeni parçacıklar doğar - bozunup müonlara dönüşen pionlar. Atmosferin alt katmanlarına nüfuz ederek yere düşerek 1500 metre derinliğe kadar kazıyorlar. İnsanları etkileyen ikincil kozmik radyasyonun ve doğal radyasyonun oluşumundan sorumlu olan müonlardır.

Güneş radyasyonu spektrumu

Güneş radyasyonunun spektrumu hem kısa dalga hem de uzun dalga bölgelerini içerir:

• Gama ışınları;
• x-ışını radyasyonu;
• UV ışını;
• görülebilir ışık;
• kızılötesi radyasyon.

Güneş radyasyonunun %95'inden fazlası "optik pencere" bölgesine düşer - spektrumun morötesi ve kızılötesi dalgaların bitişik bölgeleriyle birlikte görünür kısmı. Atmosfer katmanlarından geçerken güneş ışınlarının etkisi zayıflar; iyonlaştırıcı radyasyonun tamamı, X ışınları ve ultraviyole radyasyonun neredeyse %98'i dünya atmosferi tarafından tutulur. Görünür ışık ve kızılötesi radyasyon, kısmen havadaki gaz molekülleri ve toz parçacıkları tarafından emilmesine rağmen, neredeyse hiç kayıp olmadan yere ulaşır.

Bu bakımdan güneş radyasyonu, Dünya yüzeyindeki radyoaktif radyasyonda gözle görülür bir artışa yol açmamaktadır. Güneş'in kozmik ışınlarla birlikte toplam yıllık radyasyon dozunun oluşumuna katkısı yalnızca 0,3 mSv/yıl'dır. Ancak bu ortalama bir değerdir; aslında yeryüzündeki radyasyon olayının düzeyi farklıdır ve bölgenin coğrafi konumuna bağlıdır.

Güneş iyonlaştırıcı radyasyonun en fazla olduğu yer neresidir?

Kozmik ışınların en büyük gücü kutuplarda, en az ise ekvatorda kaydedilir. Bunun nedeni, Dünya'nın manyetik alanının uzaydan düşen yüklü parçacıkları kutuplara doğru saptırmasıdır. Ayrıca radyasyon rakımla birlikte artar - deniz seviyesinden 10 kilometre yükseklikte göstergesi 20-25 kat artar. Dağlardaki atmosfer daha ince olduğundan ve güneşten gelen gama kuantum akımları ve temel parçacıklar tarafından daha kolay nüfuz ettiğinden, yüksek dağlarda yaşayanlar daha yüksek dozda güneş radyasyonuna maruz kalır.

Önemli. 0,3 mSv/saat'e kadar olan radyasyon seviyelerinin ciddi bir etkisi yoktur, ancak 1,2 μSv/saat'lik bir dozda bölgeyi terk etmeniz ve acil durumlarda altı aydan fazla olmamak üzere bölgede kalmanız önerilir. Eğer okumalar bunun iki katını aşarsa, bu bölgedeki kalış sürenizi üç ay ile sınırlandırmalısınız.

Deniz seviyesinin üzerinde yıllık kozmik radyasyon dozu 0,3 mSv/yıl ise, her yüz metrede bir rakım artışıyla bu rakam 0,03 mSv/yıl artar. Bazı küçük hesaplamalardan sonra, 2000 metre yükseklikteki dağlarda bir haftalık bir tatilin 1 mSv/yıl maruziyet vereceği ve yıllık toplam normun (2,4 mSv/yıl) neredeyse yarısını sağlayacağı sonucuna varabiliriz.

Dağ sakinlerinin yıllık olarak normalden birkaç kat daha fazla radyasyon dozu aldığı ve düzlüklerde yaşayan insanlara göre lösemi ve kansere daha sık yakalandığı ortaya çıktı. Aslında bu doğru değil. Aksine, dağlık bölgelerde bu hastalıklardan ölüm oranı daha düşüktür ve nüfusun bir kısmı daha uzun ömürlüdür. Bu, yüksek radyasyon aktivitesine sahip yerlerde uzun süre kalmanın insan vücudu üzerinde olumsuz bir etkisi olmadığı gerçeğini doğrulamaktadır.

Güneş patlamaları - yüksek radyasyon tehlikesi

Güneş ışınımının akı yoğunluğu normal kozmik radyasyon seviyesini bin kat aşabildiğinden, güneş patlamaları insanlar ve Dünya'daki tüm yaşam için büyük bir tehlikedir. Böylece, seçkin Sovyet bilim adamı A.L. Chizhevsky, güneş lekesi oluşum dönemlerini Rusya'daki tifüs (1883-1917) ve kolera (1823-1923) salgınlarıyla ilişkilendirdi. Yaptığı grafiklere dayanarak, 1930'da, 1960-1962'de, 1961'de Endonezya'da başlayan ve daha sonra Asya, Afrika ve Avrupa'daki diğer ülkelere hızla yayılan geniş çaplı bir kolera salgınının ortaya çıkacağını öngördü.

Bugün, on bir yıllık güneş aktivitesi döngüleri ile salgın hastalıkların yanı sıra toplu göçler ve böceklerin, memelilerin ve virüslerin hızlı üreme mevsimleri arasındaki bağlantıyı gösteren çok sayıda veri elde edilmiştir. Hematologlar, güneş aktivitesinin maksimum olduğu dönemlerde kalp krizi ve felç sayısında artış tespit etti. Bu tür istatistikler, şu anda insanlarda kanın pıhtılaşmasının artması ve kalp hastalığı olan hastalarda telafi edici aktivitenin baskılanması nedeniyle, kalp dokusunun nekrozu ve beyindeki kanamalar da dahil olmak üzere çalışmalarında arızalar meydana gelmesinden kaynaklanmaktadır.

Büyük güneş patlamaları çok sık meydana gelmez - her 4 yılda bir. Bu zamanda güneş lekelerinin sayısı ve boyutu artar ve güneş koronasında protonlar ve az miktarda alfa parçacıklarından oluşan güçlü koronal ışınlar oluşur. Astrologlar en güçlü akışlarını 1956 yılında, dünya yüzeyindeki kozmik radyasyonun yoğunluğunun 4 kat arttığı zaman kaydettiler. Bu tür güneş aktivitesinin bir başka sonucu da 2000 yılında Moskova ve Moskova bölgesinde kaydedilen auroraydı.

Kendinizi nasıl korursunuz?

Elbette dağlarda artan arka plan radyasyonu, dağlara yapılan gezileri reddetmek için bir neden değildir. Bununla birlikte, radyasyon seviyesini kontrol etmeye ve gerekirse tehlikeli alanlarda geçirilen süreyi sınırlamaya yardımcı olacak güvenlik önlemlerini düşünmeye ve taşınabilir bir radyometre ile seyahate çıkmaya değer. Sayaç okumalarında 7 µSv/h iyonlaştırıcı radyasyonun görüldüğü bir bölgede bir aydan fazla kalmamalısınız.

), Güneş ısısının paralel ve sıralı hareketini gösteren Şekil 1'e dönelim. sıcak salamura güneşli tuz göleti. Çeşitli güneş radyasyonu türlerinin değerlerinde ve bu yol boyunca bunların toplam değerlerinde devam eden değişikliklerin yanı sıra.

Şekil 1 – Güneş enerjisiyle çalışan bir tuz havuzunun sıcak tuzlu suyuna giderken güneş ışınımı yoğunluğundaki (enerji) değişimlerin histogramı.

Çeşitli güneş radyasyonu türlerinin aktif kullanımının etkinliğini değerlendirmek için, hangi doğal, insan yapımı ve operasyonel faktörlerin havuza güneş radyasyonunun konsantrasyonu (girdi artışı) üzerinde olumlu ve hangi olumsuz etkiye sahip olduğunu belirleyeceğiz. ve sıcak salamura ile birikmesi.

Dünya ve atmosfer, Güneş'ten yılda 1,3∙1024 cal ısı alır. Yoğunlukla ölçülür, yani. Güneş ışınlarına dik yüzey alanı başına birim zamanda Güneş'ten gelen ışınım enerjisinin (kalori cinsinden) miktarı.

Güneş'in ışınım enerjisi Dünya'ya doğrudan ve dağınık ışınım şeklinde ulaşır; Toplam Dünyanın yüzeyi tarafından emilir ve tamamen ısıya dönüştürülmez; bir kısmı yansıyan radyasyon şeklinde kaybolur.

Doğrudan ve saçılan (toplam), yansıyan ve emilen radyasyon, spektrumun kısa dalga kısmına aittir. Kısa dalga radyasyonunun yanı sıra, atmosferden gelen uzun dalga radyasyonu (karşı dalga) dünya yüzeyine ulaşır, buna karşılık dünyanın yüzeyi uzun dalga radyasyonu (içsel) yayar.

Doğrudan güneş radyasyonu, güneş enerjisiyle çalışan tuz havuzunun su yüzeyine enerji sağlanmasındaki ana doğal faktörü ifade eder.

Doğrudan güneş diskinden yayılan paralel ışınlar demeti şeklinde aktif yüzeye gelen güneş ışınımına denir. doğrudan güneş radyasyonu.

Doğrudan güneş radyasyonu, spektrumun kısa dalga kısmına aittir (0,17 ila 4 mikron dalga boylarında; aslında, 0,29 mikron dalga boyuna sahip ışınlar dünya yüzeyine ulaşır)

Güneş spektrumu üç ana bölgeye ayrılabilir:

Ultraviyole radyasyon (λ< 0,4 мкм) - 9 % интенсивности.

Kısa dalga ultraviyole bölgesi (λ< 0,29 мкм) практически полностью отсутствует на уровне моря вследствие поглощения О 2 , О 3 , О, N 2 и их ионами.

Yakın ultraviyole aralığı (0,29 mikron)<λ < 0,4 мкм) достигает Земли малой долей излучения, но вполне достаточной для загара;

Görünür radyasyon (0,4 µm< λ < 0,7 мкм) - 45 % интенсивности.

Berrak atmosfer, görünür radyasyonun neredeyse tamamını iletir ve bu tür güneş enerjisinin Dünya'ya geçişi için açık bir “pencere” haline gelir. Aerosollerin ve atmosferik kirliliğin varlığı, bu spektrumda radyasyonun önemli ölçüde emilmesine neden olabilir;

Kızılötesi radyasyon (λ> 0,7 µm) - %46 yoğunluk. Yakın kızılötesi (0,7 µm< < 2,5 мкм). На этот диапазон спектра приходится почти половина интенсивности солнечного излучения. Более 20 % солнечной энергии поглощается в атмосфере, в основном парами воды и СО 2 (диоксидом углерода). Концентрация СО 2 в атмосфере относительно постоянна и составляет 0,03 %, а концентрация паров воды меняется очень сильно - почти до 4 %.

2,5 mikrondan daha büyük dalga boylarında, zayıf dünya dışı radyasyon, CO2 ve su tarafından yoğun bir şekilde emilir, böylece güneş enerjisinin bu aralığının yalnızca küçük bir kısmı Dünya yüzeyine ulaşır.

Güneş radyasyonunun uzak kızılötesi aralığı (λ>12 µm) pratikte Dünya'ya ulaşmaz.

Güneş enerjisinin Dünya üzerinde kullanımı açısından sadece 0,29 – 2,5 µm dalga boyu aralığındaki radyasyon dikkate alınmalıdır.

Atmosfer dışındaki güneş enerjisinin çoğu 0,2-4 µm dalga boyu aralığındadır, Dünya yüzeyinde ise 0,29-2,5 µm aralığındadır.

Bakalım nasıl yeniden dağıtılacaklar? Genel olarak Güneş'in Dünya'ya verdiği enerji akışı. Dünya'ya düşen 100 adet konvansiyonel güneş enerjisini (1,36 kW/m2) alalım ve atmosferdeki yollarını takip edelim. Güneş spektrumundan gelen kısa ultraviyole radyasyon olan yüzde bir (13,6 W/m2), ekzosfer ve termosferdeki moleküller tarafından emilerek onları ısıtır. Yakın ultraviyole radyasyonun diğer yüzde üçü (40,8 W/m2) stratosferik ozon tarafından emilir. Güneş spektrumunun kızılötesi kuyruğu (%4 veya 54,4 W/m2) troposferin üst katmanlarında kalır ve su buharı içerir (yukarıda neredeyse hiç su buharı yoktur).

Güneş enerjisinin geri kalan 92 payı (1,25 kW/m2) atmosferin 0,29 mikronluk “şeffaflık penceresi” içerisine girmektedir.< < 2,5 мкм. Они проникают в плотные приземные слои воздуха. Значительная часть их (45 единиц или 612 Вт/м 2), преимущественно в синей видимой части спектра, рассеиваются воздухом, придавая голубой цвет небу. Прямые солнечные лучи - оставшиеся 47 процентов (639,2 Вт/м 2) начального светового потока - достигают поверхности. Она отражает примерно 7 процентов (95,2 Вт/м 2) из этих 47 % (639,2 Вт/м 2) и этот свет по пути в космос отдает ещё 3 единицы (40,8 Вт/м 2) диффузному рассеянному свету неба. Güneş ışınlarının enerjisinin kırk payı ve atmosferden gelen diğer 8 pay (toplamda 48 veya 652,8 W/m2) Dünya yüzeyi tarafından emilerek karayı ve okyanusu ısıtır.

Atmosfere dağılan ışık gücünün bir kısmı (toplam 48 pay veya 652,8 W/m2) tarafından kısmen emilir (10 pay veya 136 W/m2), geri kalanı ise Dünya yüzeyi ile uzay arasında dağıtılır. Yüzeye ulaşandan daha fazlası uzaya gider; 30 pay (408 W/m2) yukarıya, 8 pay (108,8 W/m2) aşağıya.

Bu genel olarak tarif edilmiştir ortalama, Dünya atmosferindeki güneş enerjisinin yeniden dağılımının bir resmi. Ancak kişinin yaşadığı ve çalıştığı belirli bir alandaki ihtiyaçlarını karşılamak için güneş enerjisini kullanma konusundaki belirli sorunların çözülmesine izin vermiyor ve nedeni de bu.

Dünyanın atmosferi eğik güneş ışınlarını daha iyi yansıtır, dolayısıyla ekvatorda ve orta enlemlerde saatlik güneş ışığı, yüksek enlemlere göre çok daha fazladır.

Güneş yüksekliği değerleri (ufkun üzerindeki yükseklikler) 90, 30, 20 ve 12 ⁰ (atmosferin hava (optik) kütlesi (m) 1, 2, 3 ve 5'e karşılık gelir) bulutsuz bir atmosfere karşılık gelir yaklaşık 900, 750, 600 ve 400 W/m2'lik bir yoğunluğa (42 ⁰ - m = 1,5 ve 15 ⁰ - m = 4'te). Aslında, gelen radyasyonun toplam enerjisi belirtilen değerleri aşmaktadır, çünkü yalnızca doğrudan bileşeni değil, aynı zamanda bu koşullar altında yatay yüzeydeki radyasyon yoğunluğunun 1, 2, 3 hava kütlelerine dağılmış dağınık bileşenini de içermektedir. ve 5 sırasıyla 110, 90, 70 ve 50 W/m2'ye eşittir (gökyüzünün yalnızca yarısı görülebildiğinden dikey düzlem için 0,3 - 0,7 katsayısıyla). Ayrıca gökyüzünün Güneş'e yakın bölgelerinde ≈ 5⁰ yarıçapında bir “güneş çevresi halesi” vardır.

Tablo 1 dünyanın çeşitli bölgelerine ait güneşlenme verilerini göstermektedir.

Tablo 1 – Temiz bir atmosfer için doğrudan bileşenin bölgeye göre yalıtımı

Tablo 1'den günlük güneş ışınımı miktarının ekvatorda değil, 40⁰ civarında maksimum olduğu görülebilir. Bu durum aynı zamanda dünyanın ekseninin yörünge düzlemine eğik olmasının da bir sonucudur. Yaz gündönümünde tropik bölgelerde Güneş neredeyse tüm gün boyunca tepededir ve gün ışığı süresi ekinoks gününde ekvatordakinden 13,5 saat daha fazladır. Coğrafi enlem arttıkça günün uzunluğu artar ve güneş radyasyonunun yoğunluğu azalsa da, gündüz güneş ışığının maksimum değeri yaklaşık 40⁰ enlemde meydana gelir ve Kuzey Kutup Dairesi'ne kadar (bulutsuz gökyüzü koşulları için) neredeyse sabit kalır.

Tablo 1'deki verilerin yalnızca temiz bir atmosfer için geçerli olduğunu vurgulamak gerekir. Dünyanın birçok ülkesi için tipik olan endüstriyel atıklardan kaynaklanan bulanıklık ve atmosferik kirlilik dikkate alındığında, tabloda verilen değerlerin en az yarı yarıya azaltılması gerekmektedir. Örneğin İngiltere için 1970 yılında çevre koruma mücadelesi başlamadan önce yıllık güneş ışınımı miktarı 1700 kWh/m2 yerine sadece 900 kWh/m2 idi.

Baykal Gölü'ndeki atmosferin şeffaflığına ilişkin ilk veriler V.V. 1964 yılında Bufal Baykal üzerindeki doğrudan güneş radyasyonu değerlerinin Irkutsk'takinden ortalama% 13 daha yüksek olduğunu gösterdi. Yaz aylarında Kuzey Baykal'daki atmosferin ortalama spektral şeffaflık katsayısı kırmızı, yeşil ve mavi filtreler için sırasıyla 0,949, 0,906, 0,883'tür. Yaz aylarında atmosfer optik olarak kış aylarına göre daha kararsızdır ve bu istikrarsızlık öğleden sonradan öğleden sonraya kadar önemli ölçüde değişiklik gösterir. Su buharı ve aerosollerin yıllık zayıflama seyrine bağlı olarak, bunların güneş ışınımının genel zayıflamasına katkısı da değişir. Yılın soğuk kısmında aerosoller, sıcak kısımda ise su buharı ana rolü oynar. Baykal Havzası ve Baykal Gölü, atmosferin nispeten yüksek bütünsel şeffaflığıyla ayırt edilir. Optik kütle m = 2'de, şeffaflık katsayısının ortalama değerleri 0,73 (yaz) ile 0,83 (kış) arasında değişir.Aynı zamanda, atmosferin integral şeffaflığında günden güne değişiklikler büyüktür, özellikle öğlen - 0,67'den 0,77'ye.

Aerosoller, doğrudan güneş ışınımının havuzun su alanına akışını önemli ölçüde azaltır ve havuzun taze katmanından kolayca geçen bir dalga boyuna sahip, esas olarak görünür spektrumdaki radyasyonu emer ve bu Güneş enerjisinin gölet yoluyla biriktirilmesi büyük önem taşımaktadır.(1 cm kalınlığındaki bir su tabakası, dalga boyu 1 mikrondan fazla olan kızılötesi radyasyona karşı pratik olarak opaktır). Bu nedenle ısıdan koruyucu filtre olarak birkaç santimetre kalınlığında su kullanılır. Cam için kızılötesi radyasyon iletiminin uzun dalga sınırı 2,7 mikrondur.

Bozkır boyunca serbestçe taşınan çok sayıda toz parçacığı da atmosferin şeffaflığını azaltır.

Elektromanyetik radyasyon, ısıtılan tüm cisimler tarafından yayılır ve cisim ne kadar soğuksa, radyasyonun yoğunluğu o kadar düşük olur ve spektrumunun maksimumu uzun dalga bölgesine o kadar kayar. λmax×Τ=c¹[ c¹= 0,2898 cm∙derece gibi çok basit bir ilişki vardır. (Vina)], bunun yardımıyla T (⁰K) sıcaklığına sahip bir cismin maksimum radyasyonunun nerede bulunduğunu belirlemek kolaydır. Örneğin sıcaklığı 37 + 273 = 310 ⁰K olan insan vücudu, maksimum λmax = 9,3 μm değerine yakın kızılötesi ışınlar yayar. Ve örneğin 90 ⁰C sıcaklığa sahip bir güneş enerjili kurutucunun duvarları, maksimum λmax = 8 µm değerine yakın kızılötesi ışınlar yayacaktır.

Görünür güneş radyasyonu (0,4 µm< λ < 0,7 мкм) имеет 45 % интенсивности потому, что температура поверхности Солнца 5780 ⁰К.

Karbon filamanlı elektrikli akkor lambadan tungsten filamanlı modern lambaya geçiş büyük ilerleme oldu. Mesele şu ki, bir karbon filamanı 2100 ⁰K sıcaklığa ve bir tungsten filamanı 2500 ⁰K'ye kadar getirilebilir. Bu 400 ⁰K neden bu kadar önemli? Mesele şu ki akkor lambanın amacı ısıtmak değil ışık sağlamaktır. Sonuç olarak, eğrinin maksimumunun görünür çalışma üzerine düşeceği bir konumun elde edilmesi gereklidir. İdeal olan, Güneş yüzeyinin sıcaklığına dayanabilecek bir filamente sahip olmaktır. Ancak 2100'den 2500⁰K'ye geçiş bile görünür radyasyona atfedilebilen enerjinin payını %0,5'ten %1,6'ya çıkarır.

Herkes, yalnızca 60 - 70 ⁰C'ye kadar ısıtılan bir vücuttan yayılan kızılötesi ışınları, avuçlarını alttan yerleştirerek (termal konveksiyonu ortadan kaldırmak için) hissedebilir.

Doğrudan güneş ışınımının havuz suyu alanına ulaşması, yatay ışınlama yüzeyine varmasına karşılık gelir. Aynı zamanda yukarıdakiler, hem mevsimsel hem de günlük olarak belirli bir zamanda varışın niceliksel özelliklerinin belirsizliğini göstermektedir. Değişmeyen tek özellik Güneş'in yüksekliğidir (atmosferin optik kütlesi).

Güneş ışınımının dünya yüzeyi ve gölet tarafından birikmesi önemli ölçüde farklılık gösterir.

Dünyanın doğal yüzeyleri farklı yansıtma (emme) yeteneklerine sahiptir. Bu nedenle, koyu renkli yüzeyler (çernozem, turba bataklıkları) yaklaşık %10'luk düşük bir albedo değerine sahiptir. ( Yüzey albedosu- bu, bu yüzey tarafından çevredeki boşluğa yansıyan radyasyon akışının, üzerine gelen akışa oranıdır).

Açık renkli yüzeyler (beyaz kum) %35 – 40 oranında büyük bir albedoya sahiptir. Çim kaplı yüzeylerin albedosu %15 ile %25 arasında değişmektedir. Yaz aylarında yaprak döken bir ormanın taçlarının albedosu %14-17, iğne yapraklı bir ormanınki ise %12-15'tir. Güneş yüksekliği arttıkça yüzey albedosu azalır.

Su yüzeylerinin albedosu, Güneş'in yüksekliğine ve heyecan derecesine bağlı olarak %3 ile %45 arasında değişmektedir.

Su yüzeyi sakin olduğunda albedo yalnızca Güneş'in yüksekliğine bağlıdır (Şekil 2).

Şekil 2 - Sakin bir su yüzeyi için güneş ışınımı yansımasının Güneş'in yüksekliğine bağımlılığı.

Güneş ışınımının girişi ve su katmanından geçişi kendine has özelliklere sahiptir.

Genel olarak güneş ışınımının görünür bölgesindeki suyun (çözeltilerinin) optik özellikleri Şekil 3'te sunulmaktadır.

F0 - olay radyasyonunun akışı (gücü),

Photr su yüzeyinden yansıyan radyasyon akışıdır.

Fpogl su kütlesi tarafından emilen radyasyon akışıdır,

Fpr, su kütlesi boyunca iletilen radyasyon akışıdır.

Gövde yansıması Fotr/F0

Emilim katsayısı Fpogl/F0

Geçirgenlik katsayısı Fpr/F0.

Şekil 3 - Güneş ışınımının görünür bölgesindeki suyun optik özellikleri (çözeltileri)

İki ortamın (hava - su) düz sınırında, ışığın yansıması ve kırılması olayları gözlenir.

Işık yansıtıldığında, gelen ışın, yansıyan ışın ve ışının geliş noktasında restore edilen yansıtıcı yüzeye dik aynı düzlemde bulunur ve yansıma açısı geliş açısına eşittir. Kırılma durumunda, gelen ışın, ışının iki ortam arasındaki arayüze geliş noktasında yeniden oluşturulan dik ve kırılan ışın aynı düzlemde yer alır. Gelme açısı α ve kırılma açısı β (Şekil 4) sin α /sin β=n2|n1 ile ilişkilidir; burada n2, ikinci ortamın, n1 - birinci ortamın mutlak kırılma indisidir. Hava n1≈1 için formül sin α /sin β=n2 formunu alacaktır.

Şekil 4 - Işınların havadan suya geçerken kırılması

Işınlar havadan suya giderken “gelme dikine” yaklaşırlar; örneğin, su yüzeyine dik bir açıyla suya düşen bir ışın, suya daha küçük bir açıyla girer (Şekil 4, a). Ancak su yüzeyi boyunca kayan gelen ışın, su yüzeyine neredeyse dik bir açıyla, örneğin 89 ⁰ veya daha az bir açıyla düştüğünde, suya daha az bir açıyla girer. düz bir çizgi, yani yalnızca 48,5 ⁰'lik bir açıyla. Dikliğe 48,5⁰'den daha büyük bir açıda ışın suya giremez: bu su için “sınır” açıdır (Şekil 4, b).

Sonuç olarak, suya mümkün olan tüm açılarla düşen ışınlar, su altında 48,5 ⁰ + 48,5 ⁰ = 97 ⁰ açılma açısına sahip oldukça sıkı bir koni halinde sıkıştırılır (Şekil 4,c).

Ayrıca suyun kırılması sıcaklığına da bağlıdır (Tablo 2), ancak bu değişiklikler o kadar önemsizdir ki, ele alınan konuyla ilgili mühendislik uygulamalarının ilgisini çekemezler.

Tablo 2 - Kırılma indisifarklı sıcaklıklarda su

Şimdi ışınların sudan havaya (P noktasından) geri giden yolunu izleyelim (Şekil 5). Optik kanunlarına göre yollar aynı olacak ve yukarıda bahsedilen 97 derecelik koninin içerdiği tüm ışınlar, suyun üzerindeki 180 derecelik alanın tamamına dağılmış olarak farklı açılarda havaya çıkacak. Bahsedilen açının (97 derece) dışında kalan su altı ışınları suyun altından çıkmayacak, ayna gibi tamamen yüzeyinden yansıyacaktır.

Şekil 5 - Sudan havaya geçerken ışınların kırılması

Eğer n2 ise< n1(вторая среда оптически менее плотная), то α < β. Наибольшему значению β = 90 ⁰ соответствует угол падения α0 , определяемый равенством sinα0=n2/n1. При угле падения α >α0 yalnızca yansıyan ışın vardır, kırılan ışın yoktur ( toplam iç yansıma olgusu).

Su yüzeyiyle "maksimum"dan (yani 48,5⁰'den büyük) daha büyük bir açıyla karşılaşan herhangi bir su altı ışın kırılmaz, ancak yansıtılır: " toplam iç yansıma" Bu durumda yansımaya tam denir çünkü gelen ışınların tümü buraya yansıtılır, oysa en iyi cilalanmış gümüş ayna bile üzerine gelen ışınların yalnızca bir kısmını yansıtır ve geri kalanını emer. Bu koşullar altında su ideal bir aynadır. Bu durumda görünür ışıktan bahsediyoruz. Genel olarak konuşursak, diğer maddeler gibi suyun kırılma indisi de dalga boyuna bağlıdır (bu olaya dispersiyon denir). Bunun sonucunda toplam iç yansımanın oluştuğu sınır açısı farklı dalga boyları için aynı olmayıp, görünür ışık için su-hava sınırından yansıdığında bu açı 1⁰'den daha az değişir.

Dikliğe 48,5⁰'den daha büyük bir açıda güneş ışınının suya girememesi nedeniyle: bu su için “sınırlayıcı” açıdır (Şekil 4, b), bu durumda su kütlesi zamanla çok fazla değişmez. tüm güneş rakımları aralığı havadan önemsizdir - her zaman daha küçüktür .

Ancak suyun yoğunluğu havanın yoğunluğundan 800 kat daha fazla olduğundan güneş ışınımının su tarafından emilmesi önemli ölçüde değişecektir.

Ek olarak, eğer ışık radyasyonu şeffaf bir ortamdan geçiyorsa, bu tür ışığın spektrumu bazı özelliklere sahiptir. İçindeki bazı çizgiler büyük ölçüde zayıflamıştır; karşılık gelen uzunluktaki dalgalar, söz konusu ortam tarafından güçlü bir şekilde emilir. Bu tür spektrumlara denir absorpsiyon spektrumları. Absorbsiyon spektrumunun türü söz konusu maddeye bağlıdır.

Tuz çözeltisinden beri güneşli tuz göleti farklı konsantrasyonlarda sodyum ve magnezyum klorür ve bunların oranlarını içerebilir, o zaman absorpsiyon spektrumları hakkında kesin olarak konuşmanın bir anlamı yoktur. Gerçi bu konuyla ilgili pek çok araştırma ve veri var.

Örneğin, SSCB'de (Yu. Usmanov), çeşitli konsantrasyonlardaki su ve magnezyum klorür çözeltileri için çeşitli dalga boylarındaki radyasyonun geçirgenliğini belirlemek için yapılan çalışmalar aşağıdaki sonuçları vermiştir (Şekil 6). Ve B.J. Brinkworth, dalga boylarına bağlı olarak güneş ışınımının emiliminin ve güneş ışınımının (radyasyon) monokromatik akı yoğunluğunun grafiksel bağımlılığını göstermektedir (Şekil 7).

Şekil 7 - Güneş ışınımının suda emilmesi

Şekil 6 - Bir magnezyum klorür çözeltisinin veriminin konsantrasyona bağlılığı

Sonuç olarak, suya girdikten sonra havuzun sıcak tuzlu suyuna doğrudan güneş ışınımının niceliksel olarak sağlanması aşağıdakilere bağlı olacaktır: güneş ışınımının monokromatik akı yoğunluğu (radyasyon); Güneş'in yüksekliğinden. Ve ayrıca gölet yüzeyinin albedosundan, güneş tuz havuzunun üst katmanının saflığından, tatlı sudan oluşan, genellikle 0,1 - 0,3 m kalınlığında, karışımın bastırılamadığı yerde, bileşim, konsantrasyon ve gradyan katmanındaki çözeltinin kalınlığı (tuzlu su konsantrasyonunun aşağı doğru arttığı yalıtım katmanı), suyun ve tuzlu suyun saflığına bağlıdır.

Şekil 6 ve 7'den suyun güneş spektrumunun görünür bölgesinde en büyük geçirgenliğe sahip olduğu anlaşılmaktadır. Bu, güneş ışınımının güneş tuz havuzunun üst taze katmanından geçişi için çok uygun bir faktördür.

Kaynakça

1 Osadchiy G.B. Güneş enerjisi, türevleri ve kullanımına yönelik teknolojiler (Yenilenebilir enerji enerjisine giriş) / G.B. Osadchiy. Omsk: IPK Maksheeva E.A., 2010. 572 s.

2 Twidell J. Yenilenebilir enerji kaynakları / J. Twydell, A . Ware. M.: Energoatomizdat, 1990. 392 s.

3 Duffy J. A. Güneş enerjisi kullanan termal işlemler / J. A. Duffy, W. A. ​​​​Beckman. M.: Mir, 1977. 420 s.

4 Baykal ve havzasının iklim kaynakları /N. P. Ladeishchikov, Novosibirsk, Nauka, 1976, 318 s.

5 Pikin S.A. Sıvı kristaller / S.A. Pikin, L.M. Blinov. M.: Nauka, 1982. 208 s.

6 Kitaygorodsky Yapay Zeka Herkes için fizik: Fotonlar ve çekirdekler / Yapay Zeka Kitaygorodsky. M.: Nauka, 1984. 208 s.