Концепция современного естествознания. КСЕ. 1. Звезды как источник энергии. 2 Основные способы наблюдения за звездами. 3
 Скачать 0.89 Mb.
|
2.512 раза. Для более точных измерений шкала оказалась слишком грубой, поэтому пришлось вводить дробные значения. Звёздные величины обозначают индексом m, который ставится вверху после числового значения. Например, яркость Полярной звезды 2.3.Введение. 1 1. Звезды как источник энергии. 2 2. Основные способы наблюдения за звездами. 3 3. Понятие и сущность солнечной энергии. 7 4. Значение и виды энергетических потоков. 8 5. Методы и способы наблюдения за солнцем. 11 Наземные методы исследования Солнца. 12 6. Гелиоэнергетика 18 Заключение. 23 По изучению темы данной работы можно сделать следующие выводы: 23 Список литературы. 25 изучить представление о звездах как об источнике энергии; дать понятие солнечной энергии; определить значение и виды энергетических потоков; рассмотреть сущность науки – гелиоэнергетики; описать основные механизмы и способы наблюдения за солнцем и звездами. Снятие мерки со звёзд. Видимый блеск – легко измеримая, важная, но далеко не исчерпывающая характеристика. Для того чтобы установить мощность излучения звезды – светимость, надо знать расстояние до неё. -Расстояние до звёзд. Расстояние до предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направление на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Этот метод называется триангуляцией[1, с. 110]. Чем больше базис, тем точнее результат измерений. Расстояния до звёзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе ошибка измерения будет велика. К счастью, наблюдатель вместе с планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведёт два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то окажется, что он рассматривает её с разных точек земной орбиты, - а это уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немного сместится на фоне более далёких звёзд. Это смещение называется параллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере, - параллаксом. Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с неё был виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду. С понятием параллакса связано название одной из основных единиц расстояний в астрономии – парсек[1, с. 111]. Это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равнялся бы точно 1’’. Годичный параллакс любой звезды связан с расстоянием до неё простой формулой: r = 1/П, где r – расстояние в парсеках, П – годичный параллакс в секундах. Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд. - Светимость. Когда были измерены расстояния до ярких звёзд, стало очевидно, что многие из них по светимости значительно превосходят Солнце. Если светимость Солнца (L = 4*10 Вт) принять за единицу, то мощность излучения Сириуса составит: 221 L, Веги – 50 L и т.д. Это, однако, не означает, что Солнце очень бледно выглядит по сравнению с остальными звёздами, известны звёзды, излучающие света в десятки тысяч раз меньше. -Цвет и температура. Одна из легко измеримых звёздных характеристик – цвет, который всегда указывает на её температуру. В астрономии применяют абсолютную шкалу температур, шаг которой – один кельвин (1К). Самые горячие звёзды – всегда голубого и белого цвета, менее горячие – желтоватого, холодные – красноватого. Но даже наиболее холодные звёзды имеют температуру 2-3 тыс. кельвинов – горячее любого расплавленного металла. Человеческий взгляд способен лишь грубо определить цвет звезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрические приёмники излучения, чувствительные к различным участкам видимого спектра. 2. Спектральная классификация звёзд. Более полную информацию о природе излучения звёзд даёт спектр. Специальный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи специального оптического устройства – дифракционной решётки – раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра. Самое коротковолновое видимое излучение соответствует фиолетовому цвету, а наиболее длинноволновое – красному. По спектру нетрудно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн, и оценить её температуру точнее, чем по цвету. Многочисленные тёмные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звёзд. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет определить, из каких веществ состоит звезда. В начале ХХ в. была разработана спектральная классификация звёзд[3, с. 294]. Основные классы в ней обозначаются латинскими буквами (О, В, А, F, G, К, М), они отличаются набором наблюдаемых линий и плавно переходят один в другой. Вдоль этой последовательности уменьшается температура и изменяется цвет звёзд – от голубого к красному. Звёзды, относящиеся к классам О, В, и А, называются горячими или ранними, F и G - солнечными, К и М – холодными или поздними. Для более точной характеристики каждый класс разделён ещё на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после буквы. Размеры звёзд. Звёзды так далеки, что даже в самый большой телескоп они выглядят всего лишь точками. Как же узнать размер звезды? На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звёзд, по очереди перекрывая идущий от них свет. Хотя угловой размер звезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет её не сразу, а за время в несколько сотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А, зная расстояние до звезды, из углового размера легко получить её истинные размеры. Но лишь небольшая часть звёзд на небе расположена так удачно, что может покрываться Луной. Поэтому обычно используют другие методы оценки звёздных размеров. Угловой диаметр ярких и не очень далёких светил может быть непосредственно измерен специальным прибором – оптическим интерферометром. Но в большинстве случаев радиус звезды (R) определяют теоретически, исходя из оценок её полной светимости (L) и температуры (T). По законам излучения нагретых тел светимость звезды пропорциональна величине R T[3, с. 295]. Масса звезды. Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в её центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а так же особенности её жизненного пути. Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Массы звёзд заключены в пределах от нескольких десятков до 0.1 массы Солнца. Таким образом, по массе звёзды различаются всего в несколько сот раз – гораздо меньше, чем по размерам (в сотни тысяч раз) или по светимости (более миллиарда раз). 3. Понятие и сущность солнечной энергии.Из всего окружающего нас несметного множества звезд несопоставимо важнейшую роль в нашей жизни играет Солнце. Эта ближайшая к нам звезда обеспечивает нашу планету подавляющей частью энергии, которой мы располагаем на Земле. Благодаря Солнцу и земной атмосфере на поверхности Земли температура и другие условия такие, какие они есть, а не космический холод, что делает нашу планету комфортной для обитающих на ней живых существ. Даже относительно мизерные изменения потока энергии, передаваемой Солнцем Земле, которые происходят при солнечных вспышках, существенно сказываются на земных условиях. С другой стороны, Солнце по своим свойствам является типичной для своего класса звездой, и постигая процессы, происходящие на Солнце, мы лучше понимаем и то, что творится на очень далеких от нас звездах. Солнечная энергия, ежегодно попадающая на поверхность Земли в виде солнечного излучения, в 15 тыс. раз превышает ежегодное мировое потребление энергии. Солнечная энергия нагревает земную поверхность, поставляет растениям энергию для фотосинтеза, вызывает движение воздуха, морские течения и т.д. В узком смысле использование солнечных лучей включает: солнечные элементы и батареи для производства электроэнергии, гелио-электростанции для производства высокотемпературного тепла и электроэнергии, солнечные коллекторы для получения низкотемпературного тепла с целью теплоснабжения зданий и др. Так, в северной и центральной Европе использование солнечных коллекторов в быту благодаря замене ископаемого топлива позволило снизить энергопотребление и выбросы загрязняющих веществ на 10-20%[4, с. 32]. Однако получение электроэнергии с помощью Солнца не решает полностью проблемы, так как ее трудно запасать и передавать на большие расстояния без потерь. Поэтому появился еще новый выход - преобразование солнечной энергии в химическую, в частности в Саудовской Аравии уже работает установка, получающая топливо водород на основе использования энергии Солнца. 4. Значение и виды энергетических потоков.Жизнь на Земле существует за счет солнечной энергии. Свет — единственный на Земле пищевой ресурс, энергия которого, в соединении с углекислым газом и водой, рождает процесс фотосинтеза. Фотосинтезирующие растения создают органическое вещество, которым питаются травоядные животные, ими питаются плотоядные и т. д., в конечном итоге растения «кормят» весь остальной живой мир, т. е. солнечная энергия через растения как бы передается всем организмам. Энергия передается от организма к организму, создающих пищевую или трофическую цепь: от автотрофов, продуцентов (создателей) к гетеротрофам, консументам (пожирателям) и так четыре-шесть раз с одного трофического уровня на другой. Трофический уровень — это место каждого звена в пищевой цепи. Первый трофический уровень — это продуценты, все остальные — консументы. Второй трофический уровень — это растительноядные консументы; третий — плотоядные консументы, питающиеся растительноядными формами; четвертый — консументы, потребляющие других плотоядных и т. д. Следовательно, можно и консументов разделить по уровням: консументы первого, второго, третьего и т. д. порядков[5, с. 274]. Четко распределяются по уровням лишь консументы, специализирующиеся на определенном виде пищи. Однако есть виды, которые питаются мясом и растительной пищей (человек, медведь и др.), которые могут включаться в пищевые цепи на любом уровне. Энергетические затраты связаны прежде всего (рис. 1) с поддержанием метаболических процессов, которые называют тратой на дыхание, оцениваемая общим количеством СО2, выделенного организмом. Значительно меньшая часть идет на образование тканей и некоторого запаса питательных веществ, т. е. на рост. Остальная часть пищи выделяется в виде экскрементов. Кроме того, значительная часть энергии рассеивается в виде тепла при химических реакциях в организме и особенно при активной мышечной работе. В конечном итоге вся энергия, использованная на метаболизм, превращается в тепловую и рассеивается в окружающей среде.  Рис.1. Схема потока энергии в сообществе (по М. Бигону) [2, с. 422]. Таким образом, большая часть энергии при переходе с одного трофического уровня на другой, более высокий, теряется. Приблизительно потери составляют около 90%: на каждый следующий уровень передается не более 10% энергии от предыдущего уровня. Так, если калорийность продуцента 1000 Дж, то при попадании в тело фитофага остается 100 Дж, в теле хищника уже 10 Дж, а если этот хищник будет съеден другим, то на его долю останется лишь 1 Дж, т. е. 0,1 % от калорийности растительной пищи. Однако такая строгая картина перехода энергии с уровня на уровень не совсем реальна, поскольку трофические цепи экосистем сложно переплетаются, образуя трофические сети. Но конечный итог: рассеивание и потеря энергии, которая, чтобы существовала жизнь, должна возобновляться. Нельзя забывать еще и мертвую органику, которой питается значительная часть гетеротрофов. Среди них есть и сапрофаги и сапрофиты (грибы), использующие энергию, заключенную в детрите. Поэтому различают два вида трофических цепей: цепи выедания, или пастбищные, которые начинаются с поедания фотосинтезирующих организмов, и детритные цепи разложения, которые начинаются с остатков отмерших растений, трупов и экскрементов животных. Таким образом, входя в экосистему, поток лучистой энергии разбивается на две части, распространяясь по двум видам трофических сетей, но источник энергии общий — солнечный свет. 5. Методы и способы наблюдения за солнцем.В 1991 г. американской ракетой-носителем на орбиту был выведен японский исследовательский космический аппарат Yohkoh[4, с. 94], на борту которого имелось несколько телескопов для наблюдений Солнца. За годы полета этим космическим аппаратом было передано на Землю огромное количество ценнейшей информации. Что же видно на снимках, полученных на Yohkoh (рис. 1.)  Рис. 1. Изображение, полученное на Yohkoh, в мягком рентгеновском излучении. Известно, что рентгеновское излучение испускается электроном достаточно высокой энергии (единицы—десятки кэВ) при его резком торможении в поле атомного ядра, иона или атома. Интенсивность излучения определяется концентрацией (плотностью) плазмы. За мягкое рентгеновское излучение ответственны электроны с энергией порядка 0,1 кэВ, или с температурой в 1-2 миллиона градусов (300 К » 0,026 эВ). Примерно такая температура характерна для солнечной короны. Таким образом, повышенное излучение в мягком рентгеновском диапазоне указывает на наличие областей горячей плазмы с повышенной плотностью, и чем выше плотность, тем ярче свечение. Имеется зависимость интенсивности излучения и от температуры, но она слабее. Следовательно, диапазон мягкого рентгеновского излучения очень удобен для исследования корональных арок и других магнитных конфигураций, ответственных за явления солнечной активности. В частности, в этом диапазоне хорошо видны и корональные дыры. Наземные методы исследования Солнца.Наблюдения фотосферы. Наиболее длительную историю имеют наблюдения Солнца в белом свете, где видна наиболее яркая солнечная поверхность — фотосфера. Как известно, спектр белого света сплошной от 0,4 до 0,7мкм (не считая присутствующих в спектре Солнца ряда линий поглощения) [4, с. 106]. Наиболее крупные солнечные пятна бывают, видны даже невооруженным глазом, и об их существовании было известно с древних времен. Однако Аристотелем[3, с. 297] было провозглашено, что «Солнце непорочно»: по-видимому, в его время столь крупных пятен на Солнце не было. Эта точка зрения была канонизирована церковью, и отступление от нее приравнивалось к ереси. Когда Галилей направил на Солнце созданный им телескоп, он опять же увидел на нем все те же пресловутые пятна. Будучи человеком осторожным благодаря уже имевшемуся у него горькому опыту общения с инквизицией, он не стал доводить результаты своего наблюдения до широкой публики. Тем не менее, все тайное становится явным, и слух о его открытии достиг уже после его смерти других исследователей. Также изготовив телескопы, они смотрели на Солнце, но не видели там никаких пятен! Не было их обнаружено ни через десять лет после Галилея, ни через двадцать. Галилей ошибся?! Теперь мы знаем, какую злую шутку сыграло Солнце над последователями великого Галилея: глубочайший минимум солнечной активности, названный маундеровским[3, с. 305], длился три десятилетия, и в течение его на Солнце не было ни единого пятна! Астрономам известно несколько таких минимумов. Так за годы наблюдений были обнаружены следующие явления и закономерности. Солнечные пятна. Развитое достаточно крупное пятно имеет контрастно выделяющуюся наиболее темную часть — тень и более слабое окружающее потемнение — полутень. В сложных случаях внутри одной полутени может располагаться несколько темных ядер. Солнечное пятно выглядит наподобие воронки, направленной вглубь Солнца, и вдали от центрального меридиана хорошо заметно перспективное сокращение «склонов» этой воронки. Маленькие слаборазвитые пятна называют порами. Обычно вокруг пятен и пор имеется более яркая, чем в среднем фотосфера, область. При большом увеличении видно, что она состоит из множества мелких ярких струй с временем жизни в несколько часов — факелов. Все эти активные образования — пятна и поры, окруженные факельными полями — группируются на компактной площадке, редко превышающей одну тысячную долю площади солнечной поверхности, и называемой активной областью. Активные области очень индивидуальны: они могут бурно развиваться в течение нескольких дней, но могут существовать и в течение нескольких оборотов Солнца (то есть несколько месяцев). На солнечном диске может наблюдаться несколько активных областей одновременно. Подавляющее большинство вспышек происходит внутри активных областей. Было подмечено, что чем сложнее активная область и чем более бурно она развивается, тем с большей вероятностью можно ожидать в ней вспышек. Еще одна закономерность — подавляющее большинство активных областей группируется в так называемой королевской зоне — двух полосах между 5° и 53° широты в северном и южном полушариях. Вблизи экватора активные области появляются довольно редко, и то в конце цикла. Вблизи полюсов они не появляются вообще. Наблюдения хромосферы. Для исследований хромосферы были созданы специальные хромосферные телескопы. Важнейший их элемент — исключительно узкополосный светофильтр, вырезающий из всего излучаемого Солнцем спектра очень узкую линию шириной всего в несколько ангстрем (1 А = 10-4 мкм = 10-10 м) [4, с. 134]. Например, длина волны широко используемой в наблюдениях красной линии водорода На равна 6563 А, а используемые фильтры имеют ширину полосы пропускания до 0,1 А. Дело в том, что хромосфера богата слабоионизованными и неионизованными атомами водорода, поэтому она активно поглощает и затем сама же излучает на этой же длине волны. Таким образом, хотя излучение на длине волны линии На в значительной мере попадает в хромосферу из фотосферы, его полное переизлучение приводит к тому, что приходящий к нам свет на этой длине волны несет информацию о лежащих выше слоях солнечной атмосферы, в основном о хромо-, сфере. В линии На также наблюдаются активные области, содержащие темные :пятна и светлые поля. Но здесь появляются и новые элементы — хорошо известные протуберанцы[4, с. 124], видимые как светлые образования на фоне темного неба. Они могут длительно существовать без видимых изменений, но могут взрываться, взлетать или падать всего за несколько часов и даже минут (рис.2.). Активные области иногда пересекаются узкими и длинными темными волокнами, которые оказываются теми же протуберанцами на фоне солнечного диска. Вещество протуберанца очень плотное и холодное по сравнению с окружающей короной: его типичная температура— 8...10 тысяч градусов. Именно благодаря высокой плотности и низкой температуре они и видны хорошо в линии водорода На.  Рис. 2. Взлетающий протуберанец . В хромосфере лучше всего видны солнечные вспышки (очень редко особо яркие вспышки бывают видны в белом свете). Они и назывались первоначально храмосферными вспышками, однако впоследствии, когда стало ясно, что они представляют собой более масштабное явление, происходящее в значительной мере в короне и связанное с движениями вещества на фотосфере, их стали называть солнечными вспышками. Типичная достаточно мощная вспышка имеет в хромосфере вид двух светящихся лент (за что их называют двухленточными. Свечение плазмы в хромосфере во время вспышек инициируется высыпающимися в нее сверху горячими электронами, которые ионизуют атомы водорода, и они, возвращаясь в неионизованное состояние (рекомбинируя), испускают излучение в линии водорода На. Наблюдения Солнца ведутся также в других линиях, например в линии кальция Са KII, где хорошо видна сетка грануляции. Измерения магнитных полей на Солнце. Магнитные поля на Солнце играют первостепенную роль в явлениях солнечной активности, поэтому крайне важно измерять их величины. Один из способов измерения магнитных полей основан на использовании эффекта Зеемана[1, с. 252], — расщепления спектральных линий в магнитном поле. Чем больше величина магнитного поля, тем больше расстояние между расщепленными линиями. Имеются и другие способы измерения. Карты магнитных полей называются магнитограммами. Таким образом, измеряются магнитные поля на фотосфере. Измерение их в короне по расщеплению магнитных линий невозможно, так как спектр излучения, приходящего из короны, не линейчатый, а сплошной. Для измерения магнитных полей в короне прибегают к использованию радиоастрономических методов. Радиоастрономия. В основе радиоастрономических исследований Солнца лежит то простое обстоятельство, что всякая заряженная частица, двигаясь с ускорением, должна генерировать электромагнитное излучение. Это очевидно для тормозного теплового излучения нагретой до некоторой температуры плазмы, где излучение генерируется электронами при столкновениях с ионами. Если же электрон движется в магнитном поле под отличным от нуля углом к вектору магнитного поля, то его траектория будет иметь вид спирали — воздействие магнитного поля будет все время изменять направление скорости электрона, не меняя ее величины. Однако изменение направления скорости также есть ускорение, в данном случае центростремительное, и оно также должно вызывать генерацию электроном электромагнитного излучения. Такой механизм излучения называется магнитотормозным. Очевидно, что среда с магнитным полем анизотропна, и такое излучение должно быть поляризованным тем с большей степенью, чем выше напряженность магнитного поля. Это явление и лежит в основе радиоастрономического метода измерения магнитных полей. Радиоастрономические методы исследования имеют также то преимущество перед прочими наземными методами наблюдений, что они позволяют видеть солнечную корону на фоне солнечного диска, во много раз более яркого в оптическом диапазоне, фактически независимо от погодных условий. Однако в радиоастрономии (рис. 3) очень непросто достичь столь высокого качества изображений, какое получается даже на ординарных оптических телескопах.  Рис. 3. Изображение Солнца, полученное на Сибирском солнечном радиотелескопе. Дело в том, что важнейшая характеристика любого инструмента — разрешающая способность. Она определяет, какой реальный размер будет иметь изображение точечного источника, полученное на этом инструменте или, что то же самое, сколь близко расположенные точечные источники сможет этот инструмент разрешить (разделить) как два, а не один источник. Разрешающая способность любого инструмента ограничивается дифракцией регистрируемого излучения на краях его входного отверстия (апертуры). Дифракционный предел по порядку величины равен Л/D, где Л, — длина волны регистрируемого излучения, a D — линейный размер апертуры. Кроме того, для того чтобы вся апертура работала эффективно, на точность поверхности инструмента накладывается еще одно ограничение: размер неровностей на всей апертуре не должен превышать Л/20. Смысл этого ограничения весьма прозрачен. В идеальном случае сигналы от всех точек апертуры должны были бы быть синфазны. Если от двух точек входной поверхности инструмента сигналы идут со сдвигом фаз на Л/2 (180°), то они просто погасят друг друга. Поэтому современные телескопы (и, в частности, радиотелескопы) имеют гигантские размеры, и сколь сложные технические проблемы приходится преодолевать их создателям для достижения фантастически тщательной обработки их входной поверхности. 6. ГелиоэнергетикаСолнечное излучение является идеальным в экологическом аспекте и практически неисчерпаемым источником энергии. Солнечная энергетика, занимающаяся получением энергии от солнца, называется гелиоэнергетикой. Спектр света состоит из лучей различной интенсивности: лучей высокой энергии или ультрафиолетовой части, лучей с энергией видимой величины - видимый свет и невидимых лучей невысокой энергии или инфракрасной части спектра. Энергия ультрафиолетовых лучей большей частью поглощается при химических реакциях в атмосфере и почве. Видимый свет используется растениями в химических реакциях и фотосинтезе. Энергия инфракрасных лучей поглощается главным образом, поверхностью материков и морей, которые при этом нагреваются пропорционально количеству поглощаемой тепловой энергии. Из всей солнечной энергии, достигающей поверхности Земли, около 25% отражается обратно в космическое пространство, не произведя на Земле никакой работы. Основные направления использования энергии солнечного излучения зависят от его энергетических характеристик, условий взаимодействия с атмосферой и гидросферой. Независимо от метода преобразования солнечной энергии, для нее как энергетического ресурса имеются характерные особенности: сравнительно низкая удельная плотность поступления энергии, нерегулярность поступления энергии, зависимость от широты местности и времени года. На рис. 4 приведено распределение приходящей на Землю солнечной радиации в зависимости от широты местности и времен года.  Рис.4. Распределение приходящей солнечной радиации. Прямые методы использования энергии Солнца основаны на преобразовании поглощаемого излучения. Преобразование этого излучения в электрическую энергию происходит, например, непосредственно и с промежуточным преобразованием солнечной энергии в тепловую. Получение тепловой энергии на солнечных тепловых электростанциях (СТЭС) осуществляется улавливанием солнечного излучения специальными приемниками с последующей передачей тепла жидкому или газообразному теплоносителю (воде, жидкому металлу, гелию и др.). Приводом электрогенераторов, аналогично тепловым электрическим станциям, является паровая или газовая турбина. КПД солнечных тепловых электростанций может достигать 45%. Принципиальная схема солнечной станции с центральным приемником, получившая широкое распространение, получила название солнечной электростанции башенного типа. На сегодняшний день разработаны и более перспективные схемы: с водным бассейном-концентратором и др. При экологической оценке последствий использования солнечной энергии, прежде всего, следует рассматривать преобразование энергии, связанное с использованием качественно нового оборудования и приводящее к существенной блокировке полем гелиостатов земельных территорий Экологические воздействия солнечных энергоустановок на природную и окружающую человека среду с выделением положительных и отрицательных факторов приведены в табл. 1. Таблица 1. Экологические воздействия солнечных электроустановок на природную и окружающую человека среду
Показатель использования территории традиционными тепловыми электростанциями составляет от 0,1 до 3,5 га/100 МВт. Для солнечных электрических станций он существенно больше. Так для Крымской СЭС-5 с электрической мощностью 5,0 МВт удельная площадь 320 га/100 МВт Площадь гелиостатов - 40000 м2, удельная мощность на единицу площади гелиостатов -0,125кВт/м2[2, с. 438], Оценка данных СЭС башенного типа показывает, что диапазон потенциальной мощности, снимаемой с 1 км2 территории составляет 30-100 МВт Потенциальные мощности для СЭС с фотоэлектрическими преобразователями (безмашинные), то есть при преобразовании лучистой энергии при использовании термоэлектрических элементов, когда возникновение термоэлектродвижущей силы происходит при наличии на контактах разнородных материалов разности температур, оцениваются в 45-60 МВт с 1 км2 для фотопреобразователей с КПД около 15% В расчете на 1 кВт снимаемой мощности СЭС на фотопреобразователях в целом более эффективно используют территории по сравнению с СЭС башенного типа по термодинамическому циклу с машинным преобразованием солнечного излучения, когда преобразование тепловой энергии в электрическую происходит аналогично ТЭС Солнечные электрические станции, являясь нооценозом энергетики, участвуют во взаимодействиях всех компонентов природной и окружающей человека среды в экосистеме. Основной фактор экологического воздействия СЭС на природную среду связан с отчуждением земельных территорий. По воздействиям СЭС на атмосферу они классифицируются как экологически чистые источники выработки энергии, если пренебречь переложением отрицательных экологических воздействий на природную и окружающую среду в другие отрасли народного хозяйства при создании солнечных электростанций Солнечные электростанции с безмашинным преобразованием солнечной энергии в виде совокупности определенного числа батарей, набранных из солнечных полупроводниковых элементов, могут быть выполнены и в космическом варианте Космические фотоэлектрические станции по принципу генерации электроэнергии не отличаются от наземных солнечных фотоэлектрических станций. Специфической частью космических станций является система передачи электроэнергии на Землю, включающая преобразователь получаемой от батареи электроэнергии, излучающую антенну и систему преобразования микроволнового СВЧ-излучения в электроэнергию для ее наземного использования. При создании космических солнечных фотоэлектрических станций (КСФЭС) необходимо комплексное исследование их возможного воздействия на природную и окружающую человека среду, в частности, влияния пучка концентрированной энергии на магнитные поля, на озоновый слой в стратосфере, на облачность и водяные пары в тропосфере, на распространение радиоволн, на флору и фауну Земли Наземные солнечные электростанции влияют на литосферу, на компоненты природной среды и особенно нооценозов. Содержащие в отходах хозяйственной деятельности человека вредные вещества оказывают на станции отрицательные воздействия, проявляющиеся в загрязнении поверхностей гелиостатов и их механизмов пылью и атмосферными осадками, коррозионных процессах и т.п. Заключение.По изучению темы данной работы можно сделать следующие выводы:- В начале ХХ века, в основном благодаря трудам астрофизика Артура Эддингтона, окончательно сформировалось представление о звёздах как о раскалённых газовых шарах, заключающих в своих недрах источники энергии – термоядерный синтез ядер гелия из ядер водорода. Впоследствии выяснилось, что в звёздах могут синтезироваться и более тяжёлые химические элементы. - Из всего окружающего нас несметного множества звезд несопоставимо важнейшую роль в нашей жизни играет Солнце. Эта ближайшая к нам звезда обеспечивает нашу планету подавляющей частью энергии, которой мы располагаем на Земле. - Солнечная энергия, ежегодно попадающая на поверхность Земли в виде солнечного излучения, в 15 тыс. раз превышает ежегодное мировое потребление энергии. Солнечная энергия нагревает земную поверхность, поставляет растениям энергию для фотосинтеза, вызывает движение воздуха, морские течения и т.д. В узком смысле использование солнечных лучей включает: солнечные элементы и батареи для производства электроэнергии, гелио-электростанции для производства высокотемпературного тепла и электроэнергии, солнечные коллекторы для получения низкотемпературного тепла с целью теплоснабжения зданий и др. - Для наблюдения за солнцем и звездами используют различные способы и методы, которые делятся на наземные и космические. К космическим относят исследовательские космические аппараты, на борту которых имеется несколько телескопов для наблюдений Солнца. Также для исследования корональных арок и других магнитных конфигураций, ответственных за явления солнечной активности очень удобен диапазон мягкого рентгеновского излучения. В частности, в этом диапазоне хорошо видны и корональные дыры. К наземным методам относят наблюдения фотосферы, хромосферы, измерение магнитных полей на солнце, радиоастрономия. - Основные направления использования энергии солнечного излучения зависят от его энергетических характеристик, условий взаимодействия с атмосферой и гидросферой. Независимо от метода преобразования солнечной энергии, для нее как энергетического ресурса имеются характерные особенности: сравнительно низкая удельная плотность поступления энергии, нерегулярность поступления энергии, зависимость от широты местности и времени года. Список литературы.Воронов, В.К. Основы современного естествознания:Учеб. пособ. – М.:Академия, 2008. - 247с. Гусейханов, М.К. Концепции современного естествознания:Учебник.-М.:Юрайт-Издат,2011.-598с. Карпенков,С.Х. Концепции современного естествознания.- М.:Кнорус, 2009.- 672с. Миттон, С. Дневная звезда. – М.:Форум, 2009. – 208 с. Садохин, А.П. Концепции современного естествознания:Учеб.пособ.- М.: Кнорус, 2011.- 408с. |