Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
Увеличение кпд может быть получено в каскадаых СЭ с неск. р — гс-переходамн в полупроводниках с разл. шириной запрещённой зоны. Солнечный спектр может быть расщеплён лнбо селективными зеркалами, либо посредством расположения неск. СЭ один за другим с убыванием ширины запрещённой зоны СЭ по ходу солнечных лучей. Расчётные значения кпд для двухкаскадных СЭ достигают 45%. Осн. перспективы в реализации монолитных конструкций каскадных СЭ заключаются в трудности осуществления последоват. соединения верхнего и нижнего элементов без внесения дополнит, омических н оптич. потерь.
Достоинства С. б.— их простота, надёжность н долговечность, малая масса н миниатюрность СЭ, генерирование энергии без загрязнения окружающей среды; осн. недостаток — высоная стоимость. Применяются на космнч. летат. аппаратах, где они занимают доминирующее положение среди др. источников автономного энергопитания. В земных условиях С. б. используют для питания устройств автоматики, переносных радиостанций, разл. приёмников, для катодной антикоррозионной защиты нефте- и газопроводов н др.
Лит.: Васильев А. М., Ландсман А. П., Полупроводниковые фотопреобразователи, М.. 1971; Алферов Ж. И., Андреев В. М., перспективы фотоэлектрического метода преобразования Солнечной анергии, Черноголовка, 1981; Каган М. Б., Гетерогенные, каскадные и комбинированные фотопреобразователи на основе арсенида галлия, в кв.: Фотоприемники и фотопреобразователи, JI., 1986; Колтун М. М., Солнечные элементы, м., 1987. В. М. Андреев.
СОЛНЕЧНАЯ КОРОНА — внешняя, наиболее горячая и разреженная часть атмосферы Солнца, простирающаяся до Землн и далее. Она отделена от хромосферы тонким переходным слоем, в к-ром темп-ра резко возрастает от хромосферпых {<, IO4 К) до корональних (? IOeK) значений. Темп-ра С. к, достигает максимума (я2*10*К) на высоте ок. V10 радиуса Солнца от его поверхности и очень медленно падает (до ~108 К вблизи орбиты Землн) во внеш. короне (части С. к. выше температурного максимума), непрерывно расширяющейся в межпланетное пространство в виде солнечного ветра. Корональная плазма полностью ионизована, её хнм. состав практически такой же, как в солнечной фотосфере. Средняя кн-нетнч. темп-ра С. к. превышает 10е К. В полярных областях короны темп-ра ниже средней (возможно, в результате чрезвычайно сильного солнечного ветра, исходящего из полярных корональних дыр). В активных областях (см. Солнечная активность) темп-ра повышена примерно на 0,5* 10е К, в корональной части вспышки на Солнце — может достигать десятков млн. К.
Ср. концентрация электронов в ннж. части спокойной внутренней С. к. ~108 см“3. Поскольку плазма С. к. электрически нейтральна, концентрация ионов (в осн. протонов) в ней такая же. С ростом расстояния от солнечной поверхности концентрация частиц падает. На расстоянии одного радиуса Солнца она ~ 10е см-3, на расстоянии четырёх радиусов ~105 см-3, десяти радиусов ~104 см**3.
Вследствие низкой плотности корональной плазмы её излучат, способность (CM. Излучение плазмы) мала, что
37*
579
СОЛНЕЧНАЯ
приводит к высокой темп-ре даже прн слабом нагреве. Нагрев С. к. происходит за счёт энергии, приходящей из более низких слоев атмосферы Солнца. Полагают, что он связан с магн. потоком, выходящим нз границ супер-грануляц. ячеек. Нагрев может быть вызван как аль-веновскнмн н магннтозвуковымн волнами (см. Волны в плааме), так и прямой диссипацией энергии магн. поля. Механизм превращения магн. энергии в тепловую н кинетическую, скорее всего, аналогичен механизму, предложенному для объяснения солнечных вспышек H обусловлен пересоединением магн. снловых линий. По-видимому, повсюду в короне происходят мяогочисл. малые мнкровспышкн, осуществляющие её нагрев. Высокая теплопроводность корон алыгой плазмы обеспечивает отток энергии нз области температурного максимума в основном вниз, в хромосферу, но частично и вверх .Существенно меньшая часть энергнн уносится иа С. к. её собств. излучением.
С. к. наблюдают в широком диапазоне спектра — от рентгеновского до радиоизлучения. В видимом диапазоне 99% полного излучения С. к. представляет собой рассеянное на свободных электронах (н вследствие этого линейно поляризованное, т. н. томсоиовское рассеяние света) непрерывное излучение фотосферы (/Г-корона) (из-за высокой темп-ры фраунгоферовы линии в К-короне полностью замыты). Во виутр. норо-ие на него налагается линейчатое излучение (собственное корональное излучение), содержащее запрещённые спектральные лннин высокононнзов. атомов железа, никеля, кальция и др. (Я-корона). Наблюдаемое во внеш. короне осн. свеченне физически не связано с ко-онон и создаётся в результате рассеяния н дифракции отосферного излучения на межпланетных пылевых частицах (/’-корона). К- и /’-компоненты образуют «белую» С. к. Яркость её у лнмба составляет ок. 10~в яркости центра солнечного диска н довольно быстро падает с удалением от лимба. Она наблюдается во время полных солнечных затмений, а также с помощью коронографов с внеш. затмепнем, устанавливаемых иа аэростатах, спутниках либо высоко в горах. Общая форма С. к. меняется с фазой солнечного цикла: почти сферична в годы максимума и сильно вытянута вдоль экватора в годы минимума.
