Каталог :: Астрономия. Солнце доклад

Солнце. Солнечная система - реферат

Солнце - ближайшая звездаСолнце - это раскаленный газовый шар, который располагается на расстоянии 150 млн км от Земли. Солнце имеет сложное строение. Внешний слой - это атмосфера из трех оболочек. Фотосфера - низкий и густой слой солнечной атмосферы, толщиной примерно в 300 км.

Следующая оболочка - хромосфера, толщиной в 12-15 тыс. км.Внешняя оболочка - солнечная корона серебристо-белого цвета, высота которой - до нескольких солнечных радиусов. Она не имеет четких очертаний и со временем меняет форму. Вещество короны постоянно вытекает в межпланетное пространство, образуя так называемый солнечный ветер, состоит из протонов (ядер водорода) и атомов гелия.Радиус Солнца - 700 тыс. км, масса - кг. К химическому составу Солнца относятся 72 Химическая элементы. Больше водорода, на втором месте Гелий (эти два элемента составляют 98% массы Солнца).Солнце существует в космосе около 5 млрд лет и, по подсчетам астрономов, будет существовать еще столько же. Энергия Солнца выделяется в результате термоядерных реакций.Поверхность Солнца светится неравномерно. Области с повышенной яркостью называются факелами, а с пониженной - пятнами. Их появление и развитие называется солнечной активностью. В разные годы солнечная активность не одинакова и имеет циклический характер (с периодом от 7,5 до 16 лет, в среднем - 11,1 года).Часто над солнечной поверхностью появляются вспышки - неожиданные выбросы энергии, достигают Земли уже через несколько часов. Солнечные вспышки сопровождения-джуються магнитными бурями, в результате которых в проводниках возникают сильные хаотические электрические токи, нарушающие работу электросетей и приборов. В сейсмически активных зонах могут возникать землетрясения.

Планеты Солнечной системы: 1 - Меркурий, 2 - Венера, 3 - Земля, 4 - Марс, 5 - Юпитер, 6 - Сатурн, 7 - Уран, 8 - Нептун, 9 - ПлутонСолнечная системаСолнце, большие и малые планеты, кометы и другие небесные тела, вращающиеся вокруг Солнца, составляют Солнечную систему.Все большие планеты, кроме Меркурия и Венеры, имеют спутники, вращающиеся вокруг них. У Земли есть один спутник - Луна, у Сатурна - 17, у Юпитера - 16, у Марса - 2.Также вокруг Солнца вращается множество малых планет, среди них есть и каменные глыбы диаметром 5-10 км.Большие и малые планеты движутся так, что их расстояние от Солнца почти не меняется. Кометы же то удаляются от Солнца, то приближаются к нему.Один оборот планеты вокруг Солнца называют годом. Чем дальше планета находится от Солнца, тем длиннее является ее оборот и тем большую продолжительность должна на этой планете. Меркурий 88 земных сутокВенера 225 земных сутокМарс 688 земных сутокЮпитер 12 земных летСатурн 29 земных летУран 84 земных годаНептун 165 земных летПлутон 248 земных лет

Хотя все планеты вращаются вокруг Солнца с разной скоростью, но движутся они в одном направлении. Один раз в 84 года все планеты оказываются на одной линии. Этот момент называют парадом планет.Солнце - источник света и тепла на ЗемлеЗемля расположена от Солнца на таком расстоянии, что вода на ней находится в виде жидкости. Уникальное сочетание температуры, света и наличия воды вможливило зарождение и развитие жизни на нашей планете.Под действием солнечного света у растений происходит процесс фотосинтеза - образование органических веществ из неорганических. Побочным продуктом фотосинтеза является кислород. В результате фотосинтеза на Земле образовалась кислородная атмосфера.Все растения (и светолюбивы, и теневыносливые) нуждаются в свете. Листья на побегах располагаются таким образом, чтобы свою порцию света получал каждый, - такое размещение листьев называется листовой мозаикой. В течение дня растения возвращают листья и цветки к солнцу. В комнатных цветов листьев поворачивается в сторону окна.ЛунаЛуна - это ближайшее к Земле небесное тело и его естественный спутник. Расстояние от Луны до Земли составляет примерно 380 тыс. км, а его радиус в 8 раз меньше радиуса Земли. На Луне нет атмосферы. Метеоры, падая на поверхность Луны, создали своеобразный рельеф на его поверхности - кратеры. Ученые составили карту Луны с горами, пустынями и морями (сухими). Жизнь на нем не обнаружено.Лунные фазыОдин оборот вокруг Земли Луна делает за 28 дней (месяц). Он все время повернута к Земле одной стороной, но его освещенность (фазы) меняется.Месяц и природные явления на ЗемлеДвижение Луны влияет на перемещение водных масс Земли. Лунный притяжения вызывает образование приливов. Вместе с вращением Земли приливные выступы перемещаются вдоль морей и океанов вслед за Луной с востока на запад со скоростью 1800 км / час. В открытом море уровень воды повышается на 1-2 м, а у побережий - на 4-5 метров.Притяжение Луны дважды в сутки меняет давление воздуха на несколько миллиметров ртутного столба и вызывает подъем почвы в среднем на 40 см.

worldofscience.ru

Доклад - Солнце. Основные характеристики

Солнце относится к классу небольших звезд, достаточно далеко проэволюционировавших в своем развитии. Возникло оно около 5 млрд. лет назад и в настоящее время имеет массу ~2,1033 г, радиус — 696000 км, среднюю плотность вещества 1,41 г/см3, ускорение силы тяжести на поверхности — 274 м/с2 .

Видимый бело-желтый диск Солнца — это его фотосфера, представляющая горячую плазменную атмосферу звезды с температурой поверхности 6000 К (напомним, что К — термодинамическая температура Кельвина. Нормальная температура 0°С = 273 К. Величина -273,16 К называется абсолютным нулем температуры).

В Солнце сосредоточено более 99% всей массы Солнечной системы. Угловая скорость вращения Солнца, наблюдаемая по фотосфере, убывает по мере удаления от экватора. Период вращения на экваторе равен 25 сут, вблизи полюсов — 30 сут. Линейная скорость вращения на экваторе близка 2 км/с, т. е. много медленнее скорости вращения Земли и других планет, но оно происходит в том же направлении. Все это подтверждает предположение, что мы наблюдаем вращение плазменной атмосферы и что внутреннее твердое тело звезды может вращаться с иной скоростью. Напомним, что плазмой называется газ, значительная часть атомов которого находится в ионизированном состоянии.

Солнце является мощным источником тепловой, электромагнитной и гравитационной энергии. Эта энергия равномерно рассеивается в космическое пространство, и на долю Земли и планет приходится лишь малая ее часть. В оптическом диапазоне спектра Земля, например, получает 1,96 кал/см2·мин, или 1,37·103 Вт/м2. Эта величина называется солнечной постоянной. Она варьирует в зависимости от гелиоцентрического расстояния и сильно меняется от планеты к планете.

Полная светимость Солнца определяется из выражения:

L0=F0 4pa2=3,85·1026 Вт, (II.30)

где a = 149,6·106 м, 4pа2 — площадь поверхности сферы радиусом в 1 а. е.

Каждый квадратный метр звезды излучает энергии в секунду

Е0 = L0/4pR02 = 6,3· 107 ВТ/м2, (II.31)

т. е. в 10 000 раз больше, чем получает вся Земля за одну минуту.

Спектр излучения Солнца лежит в широком диапазоне частот и длин волн (рис. II.5) — от радиоизлучения (метровые волны) до гамма-излучения (длина волны l менее 10-12 м). Как видно из рисунка, максимум энергии излучения приходится на оптическую и инфракрасную части спектра. Крайнюю левую часть спектра занимают волны жесткого ультрафиолетового и рентгеновского излучения, крайнюю правую — радиоизлучения.

Спектр излучения Солнца

Поскольку интенсивность излучения зависит только от изменения температуры с глубиной, то по наблюдениям интенсивности выходящего от звезды излучения можно составить представление о температуре в ее недрах. Максимальная температура Солнца 6150 К наблюдается в зеленой части спектра (l = 5000 А). Напомним, что 1 Ангстрем = 10-10 м. В красном (l = 6400-7600 А) и фиолетовом (l = 3900-4500 А) частях спектра температура близка 5800 К. В ультрафиолетовом диапазоне (l = 1000 А) температура уменьшается до 4500 К, а в радиодиапазоне на l = 1 м возрастает до 106 К.

Столь различные температуры не могут исходить только из одной фотосферы, ибо физические условия на ней довольно однородны. В целом на долю светового излучения Солнца приходится 81% энергии, на долю теплового — около 18%, а на долю ультрафиолетового — менее 1%. Чтобы лучше понять природу такого распределения энергии излучения, которое, как мы увидим, играет огромную роль в жизни Земли, рассмотрим основные черты строения внешних оболочек Солнца.

Рис. Внутреннее строение Солнца

Атмосфера Солнца состоит из трех главных уровней — фотосферы, хромосферы и короны (рис. II.6). На каждом из этих уровней идут различные физические процессы.

Фотосфера представляет собой нижний, наиболее активный светопроводящий слой атмосферы. Это граница прозрачности звездного вещества, воспринимаемого нами в виде бело-желтого диска Солнца.

На фотографиях поверхность фотосферы покрыта гранулами — это неустойчивые образования размером от 700 до 1400 км, они непрерывно появляются и распадаются, создавая впечатление кипящей поверхности. Фотосфера излучает энергию в оптическом и инфракрасном диапазонах. Потери энергии непрерывно пополняются притоком ее из более глубоких слоев. Этот процесс поддерживает стационарность излучения и осуществляется за счет процессов поглощения и переизлучения. Перенос энергии происходит также конвективным путем с помощью гранул, представляющих собой своеобразные конвективные ячейки. Горячее вещество выносится из недр на поверхность, где оно охлаждается и вновь погружается. В промежутках между гранулами наблюдается выброс вещества — спикулы и факелы. Толщина фотосферы около 500 км.

Следующий слой солнечной атмосферы — хромосфера — простирается на расстояние 15000-20000 км и имеет ярко-красный цвет. Она наблюдается при солнечном затмении в виде алого кольца вокруг черного диска Солнца. Температура хромосферы около 20000 К.

В хромосфере хорошо видны выбросы горячей плазмы — спикулы (протуберанцы). Высота выбросов достигает 12 тыс. км, а поперечные размеры — 1000 км.

Над хромосферой располагается корона, размеры которой колеблются в зависимости от активности Солнца. Внутренняя корона простирается на 300-500 тыс. км и имеет колоссальную температуру — в 1 млн. градусов Кельвина. Она состоит из ионизированных светящихся газов. Внешняя корона представляет собой туманное свечение солнечного света на пылевых частицах, концентрирующихся вокруг Солнца на расстоянии до 80 млн. км. Поэтому эта часть короны имеет светло-желтый оттенок. По мере удаления от хромосферы температура короны понижается, на орбите Земли составляет 200000 К. Периферия короны состоит из разреженных электронных облаков, выбрасываемых Солнцем, которые будучи вмороженными в его магнитное поле, движутся с большими скоростями, достигающими 30 км/с.

Магнитное поле Солнца

Следует сказать, что в результате осевого вращения Солнце продуцирует мощное магнитное поле, силовые линии которого «приклеиваются» в высокопроводящую плазму короны, вытягиваются в виде спирали далеко в межпланетное пространство (рис. II.7). В ходе солнечной активности структура секторного магнитного поля может менять свою форму и даже число секторов.

Возвращаясь к энергетике солнечного излучения, мы теперь можем сказать, что основная доля оптического и инфракрасного излучения исходит из фотосферы, имеющей температуру около 5800 К. Низкотемпературное излучение 4500 К соответствует нижним слоям хромосферы. Радиоизлучение и рентгеновское излучение исходят из короны, имеющей в нижней своей части температуру 106 К. Хромосфера и корона прозрачны для оптического и инфракрасного излучения фотосферы. Что же в таком случае питает их энергией и создает столь высокую температуру?

Мы видели, что в фотосфере наряду с лучистым переносом энергии происходит и конвективное перемешивание вещества, фиксируемое в виде многочисленных гранул и спикул, а также мощных протуберанцевых выбросов плазмы. Это механическое движение огромных масс вещества на поверхности гигантской звезды должно приводить к мощным акустическим колебаниям окружающей атмосферы (вспомните шум кипящей воды в чайнике). Иными словами, поверхность звезды буквально сотрясается от оглушительного шума, звук которого со сверхзвуковыми скоростями распространяется через хромосферу во все стороны от Солнца. Однако по мере распространения в солнечную корону, где плотность вещества быстро убывает, обычные звуковые волны превращаются в ударные. Как известно из физики плазмы, в ударных волнах энергия механического движения быстро переходит в тепловую. Поэтому небольшая по массе, сильно разреженная корона нагревается до столь высоких температур.

Другой важной характеристикой Солнца является его периодическая активность, выражающаяся в появлении на фотосфере темных пятен, в хромосфере и короне — вспышек, факелов, протуберанцев. Установлена 11-летняя периодичность явления солнечной активности. Наиболее ярким показателем солнечной активности является изменение числа темных пятен и их размеров на диске Солнца. Температура их на 1500 К ниже температуры окружающей фотосферы, диаметр достигает 2-50 тыс. км. В рельефе поверхности пятна фиксируются в виде впадин глубиной 700-1000 км. Важной характеристикой пятна является его магнитное поле, напряженность которого достигает гигантской величины — 4·10-5 А/м. Для сравнения укажем, что напряженность магнитного поля Земли в районе полюсов всего 70 А/м.

Время жизни пятен — от нескольких часов до нескольких месяцев. Обычно уровень солнечной активности характеризуется числом Вольфа:

W = 10g + f, (II.32)

где g — число групп пятен; f — общее число всех пятен, видимых на диске Солнца.

Солнечная активность оказывает большое влияние на климат, погоду, биосферу Земли.

Здесь же отметим, что причины солнечной активности до сих пор являются предметом дискуссий. Есть по крайней мере две группы гипотез — эндогенные, объясняющие периодичность активности внутризвездными процессами, и экзогенные, связывающие ее с приливным взаимодействием с планетой-гигантом Юпитером.

С эндогенными гипотезами пока еще много неясного, хотя успехи изучения физики звезд весьма впечатляющи.

Экзогенные причины цикличности солнечной активности (рис. II.8) привлекают внимание сходством периодов обращения Юпитера вокруг Солнца (11,86 года) и средней длительностью солнечного цикла (11,13 года). Обнаруживается связь между изменением гелиоцентрического расстояния Юпитера с числом пятен на Солнце. Величина юпитерианского прилива на Солнце составляет всего 1 мм. Однако исследования показали, что здесь важно не изменение скорости приливного смещения центра Солнца (первая производная), а толчок (третья производная). Вклад планет в толчок возрастает на порядок величин.

Солнечная активность. Период 1900-1997 гг., в числах Вольфа W

Движение Солнца по эклиптике

Вследствие вращения планет, и в частности Земли, вокруг Солнца создаются различные условия освещенности и обогрева ее поверхности в различных участках орбиты. Это вызывает смену времен года, что обусловлено тремя причинами — наклоном земной оси к плоскости земной орбиты, неизменностью положения оси в пространстве и обращением Земли вокруг Солнца. Наблюдателю на Земле кажется, что светило имеет собственное движение по небесной сфере. На самом деле это движение обусловлено обращением Земли.

Плоскость эклиптики на небесной сфере:

ПП¢ — полюсы эклиптики;

РР¢ — полюсы мира; l — эклиптическая долгота; b — эклиптическая широта; ЕЕ¢ — плоскость эклиптики; QQ¢ — небесный экватор; М — светило

Видимое годовое движение Солнца относительно звезд происходит по большому кругу небесной сферы, называемому эклиптикой (эклипсис — по-гречески “затмение”). Плоскость эклиптики наклонена к плоскости небесного экватора под углом 23°27¢ (рис. II.9). Когда Солнце проходит точки пересечения эклиптики с небесным экватором, то на Земле день становится равным ночи. Эти точки называются точками весеннего (21 марта) и осеннего (23 сентября) равноденствия. Координаты Солнца — склонение d и прямое восхождение a — в этих точках равны нулю. В момент нахождения Солнца в верхней точки эклиптики Е его прямое восхождение a = 6 ч, а склонение d = +23°27¢. Точка Е называется точкой летнего солнцестояния (22 июня). В нижней точке эклиптики Е¢a = 18 ч, а d = -23°27¢. Эту точку Солнце проходит 22 декабря, поэтому она называется точкой зимнего солнцестояния. Скорость перемещения Солнца по эклиптике равна приблизительно 1° в сутки. Промежуток времени между двумя прохождениями Солнцем точки весеннего равноденствия называется тропическим годом. Его длительность равна 365,2422 дня.

Из-за гравитационного влияния Луны Солнце каждый год приходит в точку весеннего равноденствия на 20 мин 24 с раньше, чем Земля завершит очередной оборот вокруг него. Это смещение называется прецессией, или предварением равноденствий. Вследствие прецессии ось вращения Земли поворачивается за год на 50¢¢27, описывая в пространстве коническую поверхность. Интересно, что полный оборот земная ось вокруг оси эклиптики совершит за 25800 лет. Это и есть период прецессии, играющий важную роль в понимании вековых изменений климата на Земле и образования ледниковых периодов.

www.ronl.ru

Доклад Астрономия Солнце

Доклад по астрономии по теме "Солнце" ученицы 11 "А" класса Кондратовой Ольги Солнечная атмосфера Фотосфера Атмосфера Солнца начинается на 200-300 глубже видимого края солнечного диска называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трехтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца. Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних слоях. Температура же того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем около 6000 К. При таких условиях почти все молекулы газа распадаются на отдельные атомы. Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохраняется относительно немного простейших молекул и радикалов типа Н2, ОН, СН. Особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в земной природе отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с двумя электронами. Это необычное соединение возникает в тонком внешнем, наиболее «холодном» слое фотосферы при «налипании» на нейтральные атомы водорода отрицательно заряженных свободных электронов, которые поставляются легко ионизируемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. При возникновении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимого света. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего непрозрачность атмосферы с глубиной быстро растет. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам очень резким. Почти все наши знания о Солнце основаны на излучении его спектра. В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зернышками – гранулами, разделенными сетью узких темных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания всплывающих более теплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность температур между ними в наружных слоях значительно невелика (200-300 К), но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счете именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности. Магнитные поля участвую во всех процессах на Солнце. Временами в небольшой области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, в несколько тысяч раз более сильные чем на Земле. Ионизированная плазма – хороший проводник, она не может перемещаться поперек линий магнитной индукции сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъем горячих газов с низу тормозится, и возникает темная область – солнечное пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется совсем черным, хотя в действительности яркость его слабее раз в десять. С течением времени величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в виде едва заметной точки – поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры до десятков тысяч километров. Крупные пятна, как правило, состоят из темной части ( ядра) и менее темной – полутени, структура которой придает пятну вид вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы, называемыми факелами или факельными полями. Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной атмосферы – хромосферу и корону. Хромосфера Хромосфера (греч. «сфера цвета») названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг черного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяженность хромосферы 10-15 тыс. километров. Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в нее из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как если бы это происходило в гигантской микроволновой печи. Скорости тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится горячей ионизованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоев солнечной атмосферы, которые расположены выше хромосферы. Часто во время затмений (а при помощи специальных спектральных приборов -- и не дожидаясь затмений) над поверхностью Солнца можно наблюдать причудливой формы "фонтаны", "облака", "воронки", "кусты", "арки" и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Они бывают неподвижными или медленно изменяющимися, окруженными плавными изогнутыми струями, которые втекают в хромосферу или вытекают из нее, поднимаясь на десятки и сотни тысяч километров. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы -- протуберанцы. При наблюдении в красной спектральной линии, излучаемой атомами водорода, они кажется на фоне солнечного диска темными, длинными и изогнутыми волокнами. Протуберанцы имеют примерно ту же плотность и температуру, что и хромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активных областей Солнца. Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки -- это все проявления солнечной активности. С повышением активности число этих образований на Солнце становится больше. Корона В отличие от фотосферы и хромосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца -- корона -- обладает огромной протяженностью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам, а ее слабое продолжение уходит еще дальше. Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности воздуха при подъеме вверх определяется притяжением Земли. На поверхности Солнца тяжести значительно больше, и, казалось бы, его атмосфера не должна быть высокой. В действительности она необычайно обширна. Следовательно, имеются какие-то силы, действующие против притяжения Солнца. Эти силы связаны с огромными скоростями движения атомов и электронов в короне, разогретой до температуры 1-2 млн градусов! Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного затмения. Правда, за те несколько минут, что она длится, очень трудно зарисовать не только отдельные детали, но даже общий вид короны. Глаз наблюдателя едва лишь начинает привыкать к внезапно наступившим сумеркам, а появившийся из-за края Луны яркий луч Солнца уже возвещает о конце затмения. Поэтому часто зарисовки короны, выполненные опытными наблюдателями во время одного и того же затмения сильно различались. Не удавалось даже точно определить ее цвет. Изобретение фотографии дало астрономам объективный и документальный метод исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже не легко. Дело в том, что ближайшая к Солнцу ее часть, так называемая внутренняя корона, сравнительно яркая, в то время как далеко простирающаяся внешняя корона представляется очень бледным сиянием. Поэтому если на фотографиях хорошо видна внешняя корона, то внутренняя оказывается передержанной, а на снимках, где просматриваются детали внутренней короны, внешняя совершенно незаметна. Чтобы преодолеть эту трудность, во время затмения обычно стараются получить сразу несколько снимков короны -- с большими и маленькими выдержками. Или же корону фотографируют, помещая перед фотопластиной специальный "радиальный" фильтр, ослабляющий кольцевые зоны ярких внутренних частей короны. На таких снимках ее структуру можно проследить до расстояний во много солнечных радиусов. Но уже первые удачные фотографии позволили обнаружить в короне большое количество деталей: корональные лучи, всевозможные "дуги", "шлемы" и другие сложные образования, четко связанные с активными областями. Главной особенностью короны является лучистая структура. Форма корональных лучей очень разнообразна. Цикл солнечной активности -- 11 лет. То есть с 11-летним периодом меняется как яркость так и форма солнечной короны. В эпоху максимума она имеет почти идеально круглую форму. Прямые и направленные вдоль радиуса Солнца лучи короны наблюдаются как у солнечного экватора, так и в полярных областях. Когда же пятен мало, корональные лучи образуются лишь в экваториальных и средних широтах. Форма короны становится вытянутой. У полюсов появляются характерные лучи, так называемые полярные щеточки. При этом общая яркость короны уменьшается. Эта интересная особенность короны, по-видимому, связана с постепенным перемещением в течение 11-летнего цикла зоны преимущественного образования пятен. После минимума пятна начинаю возникать по обе стороны от экватора на широтах 30-40 градусов. Затем зона пятнообразования постепенно опускается к экватору. Между структурой короны и отдельными образованиями в атмосфере Солнца существует определенная связь. Например, над пятнами и факелами обычно наблюдаются яркие и прямые корональные лучи. В из сторону изгибаются соседние лучи. В основании корональных лучей яркость хромосферы увеличивается. Такую ее область называют обычно возбужденной. Она горячее и плотнее соседних, невозбужденных областей. Над пятнами в короне наблюдаются яркие сложные образования. Протуберанцы также часто бывают окружены оболочками из корональной материи.. Корональный газ -- это высокоионизованная плазма; она состоит из множества положительно заряженных ионов всевозможных химических элементов и чуть большего количества свободных электронов, возникших при ионизации атомов водороду (по одному электрону) , гелия (по два электрона) и более тяжелых атомов. Поскольку в таком газе основную роль играю подвижные электроны, его часто называют электронным газом, хотя при этом подразумевается наличие такого количества положительных ионов, которое полностью обеспечивало бы нейтральность плазмы в целом. Белый цвет короны объясняется рассеянием обычного солнечного света на свободных электронах. Они не вкладывают своей энергии при рассеянии: колеблясь в такт световой волны, они лишь изменяют направление рассеиваемого света, при этом поляризуя его. Таинственные яркие линии в спектре порождены необычным излучением высокоионизованных атомов железа, аргона, никеля, кальция и других элементов, возникающим только в условиях сильного разрежения. Наконец, линии поглощения во внешней короне вызваны рассеянием на пылевых частицах, которые постоянно присутствуют в межзвездной среде. А отсутствие линий во внутренней короне связано с тем, что при рассеянии на очень быстро движущихся электронах все световые кванты испытывают столь значительные изменения частот, что даже сильные фраунгоферовы линии солнечного спектра полностью "замываются". Итак, корона Солнца -- самая внешняя часть его атмосферы, самая разреженная и самая горячая. Добавим, что она и самая близкая к нам: оказывается она простирается далеко от солнца в виде постоянно движущегося от него потока плазмы -- солнечного ветра. Вблизи Земли его скорость составляет в среднем 400-500 км/с, а порой достигает почти 1000 км/с. распространяясь далека за пределы орбит Юпитера и Сатурна, солнечный ветер образует гигантскую гелиосферу, граничащую с еще более разреженной межзвездной средой. Фактически мы живем окруженные солнечной короной, хотя и защищенные от ее проникающей радиации надежным барьером в виде земного магнитного поля. Через корону солнечная активность влияет на многие процессы, происходящие на Земле. К О Н Е Ц Ъ

works.tarefer.ru

Солнце

Каждому наверняка известно, что нельзя смотреть на Солнце невооруженным глазом, а тем более в телескоп без специальных, очень темных светофильтров или других устройств, ослабляющих свет. Пренебрегая этим запретом, наблюдатель рискует получить сильнейший ожог глаз. Самый простой способ рассматривать Солнце - это спроецировать его изображение на белый экран. При помощи даже маленького любительского телескопа можно получить увеличенное изображение солнечного диска. Что же видно на этом изображении?     Прежде всего обращает на себя внимание резкость солнечного края. Солнце - газовый шар, не имеющий четкой границы, плотность его убывает постепенно. Почему же в таком случае мы видим его резко очерченным? Дело в том, что практически все видимое излучение Солнца исходит из очень тонкого слоя, который имеет специальное название - фотосфера (греч. "сфера света"). Его толщина не превышает 300 км. Именно этот светящийся слой и создает у наблюдателя иллюзию того, что Солнце имеет "поверхность".     Солнце - рядовая звезда нашей Галактики. Поэтому такие проблемы, как источники энергии Солнца, его строение, образование спектра, являются общими для физики Солнца и звёзд. Для земного наблюдателя уникальность Солнца состоит в том, что это ближайшая к нам и единственная пока звезда, поверхность которой можно подвергнуть детальному изучению. Непосредственно с поверхности Земли Солнце изучают радио- и оптическими методами. Внеатмосферная астрономия позволила значительно расширить исследуемый диапазон частот электромагнитного излучения Солнца, а также приступить к детальному исследованию его корпускулярного излучения. Всё многообразие солнечных явлении, раскрытое этими методами: зернистая (грануляционная) Звезда по имени Солнце Диаметр: 1 391 980 км Масса: 1,989*1030 кг Сидерический период вращения точки экватора: 25,380 суток Светимость: 3,88*1026 Вт Видимая звездная величина: -26,58m Эффективная температура поверхности: 16 000 000 К Температура в центре Солнца: 5800 К Среднее расстояние от Земли до центра Солнца: 149 597 870 км Солнце - газовый, точнее плазменный, шар. Масса Солнца в 333000 раз больше массы Земли. В Солнце сосредоточено 99,866% массы Солнечной системы.     Грануляция На первый взгляд диск Солнца кажется однородным. Однако, если приглядеться, на нем обнаруживается много крупных и мелких деталей. Даже при не очень хорошем качестве изображения видно, что вся фотосфера состоит из световых зернышек, называемых гранулами, и темных промежутков между ними. Это похоже на кучевые облака, когда смотришь на них сверху, с самолета. Размеры гранул невелики по солнечным масштабам - до 1000-2000 км в поперечнике; межгранульные дорожки более узкие, примерно 300-600 км в ширину. На солнечном диске наблюдается одновременно около миллиона гранул.     Картина грануляции не является застывшей: одни гранулы исчезают, другие появляются. Каждая из них живет не более 10 мин. Все это напоминает кипение жидкости в кастрюле. Такое сравнение не случайно, поскольку физический процесс, ответственный за оба явления, один и тот же. Это конвекция - перенос тепла большими массами горячего вещества, которые поднимаются снизу, расширяясь и одновременно остывая. Грануляция создает общий фон, на котором можно наблюдать гораздо более контрастные и крупные объекты - солнечные пятна и факелы.     Солнечные пятна - это темные образования на диске Солнца. В телескоп видно, что крупные пятна имеют довольно сложное строение: темную область тени окружает полутень, диаметр которой более чем в два раза превышает размер тени. Если пятно наблюдается на краю солнечного диска, то создается впечатление, что оно похоже на глубокую тарелку. Происходит это потому, что газ в пятнах прозрачнее, чем в окружающей атмосфере, и взгляд проникает глубже.     По величине пятна бывают очень разными - от малых, диаметром примерно 1000-2000 км, до гигантских, значительно превосходящих размеры нашей планеты. Установлено, что пятна - это места выхода в солнечную атмосферу сильных магнитных полей. Магнитные поля уменьшают поток энергии, идущей от недр светила к фотосфере, поэтому в месте их выхода на поверхность температура падает. Пятна холоднее окружающего их вещества примерно на 1500 К, а следовательно, и менее ярки. Вот почему на общем фоне они выглядят темными.         Факелы Практически всегда пятна окружены яркими полями, которые называют факелами. Факелы горячее окружающей атмосферы примерно на 2000 К и имеют сложную ячеистую структуру. Величина каждой ячейки - около 30 тыс. километров. В центре диска контраст факелов очень мал, а ближе к краю увеличивается, так что лучше всего они заметны именно по краям. Факелы живут еще дольше, чем пятна, иногда три-четыре месяца. Они не обязательно существуют вместе с пятнами, очень часто встречаются факельные поля, внутри которых пятна никогда не появляются. По-видимому, факелы тоже являются местами выхода магнитных полей в наружные слои Солнца, но эти поля слабее, чем в пятнах.     Количество пятен и факелов характеризует солнечную активность, максимумы которой повторяются через каждые 11 лет. В годы минимума на Солнце долгое время может не быть ни одного пятна, а в максимуме их число обычно измеряется десятками. Ближайший максимум солнечной активности, когда можно было наблюдать много пятен и факелов, был в 2000 г. Внутреннее строение Солнца     Наше Солнце - это огромный светящийся газовый шар, внутри которого протекают сложные процессы и в результате непрерывно выделяется энергия. Внутренний объем Солнца можно разделить на несколько областей; вещество в них отличается по своим свойствам, и энергия распространяется посредством разных физических механизмов. Познакомимся с ними, начиная с самого центра.     В центральной части Солнца находится источник его энергии, или, говоря образным языком, та "печка", которая нагревает его и не дает ему остыть. Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних слоев вещество внутри Солнца сжато, причем чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температура достигает 15 млн кельвинов, происходит выделение энергии.     Эта энергия выделяется в результате слияния атомов легких химических элементов в атомы более тяжелых. В недрах Солнца из четырех атомов водорода образуется один атом гелия. Именно эту страшную энергию люди научились освобождать при взрыве водородной бомбы. Есть надежда, что в недалеком будущем человек сможет научиться использовать ее и в мирных целях (В 2005 году новостные ленты передавали о начале строительства первого международного термоядерного реактора во Франции).     Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его объеме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца. Но энергия горячего ядра должна как-то выходить наружу, к поверхности Солнца. Существуют различные способы передачи энергии в зависимости от физических условий среды, а именно: лучистый перенос, конвекция и теплопроводность. Теплопроводность не играет большой роли в энергетических процессах на Солнце и звездах, тогда как лучистый и конвективный переносы очень важны.     Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где она распространяется через поглощение и излучение веществом порции света - квантов. Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идет поток энергии. В целом процесс этот крайне медленный. Чтобы квантам добраться от центра Солнца до фотосферы, необходимы многие тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты все время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперед. Но когда они в конце концов выберутся наружу, это будут уже совсем другие кванты. Что же с ними произошло?     В центре Солнца рождаются гамма-кванты. Их энергия в миллионы раз больше, чем энергия квантов видимого света, а длина волны очень мала. По дороге кванты претерпевают удивительные превращения. Отдельный квант сначала поглощается каким-нибудь атомом, но тут же снова ; чаще всего при этом возникает не один прежний квант, а два или несколько. По закону сохранения энергии их общая энергия сохраняется, а потому энергия каждого из них уменьшается. Так возникают кванты все меньших и меньших энергий. Мощные гамма-кванты как бы дробятся на менее энергичные кванты - сначала рентгеновских, потом ультрафиолетовых и наконец видимых и инфракрасных лучей. В итоге наибольшее количество энергии Солнце излучает в видимом свете, и не случайно наши глаза чувствительны к нему.     Как мы уже говорили, кванту требуется очень много времени, чтобы просочиться через плотное солнечное вещество наружу. Так что если бы "печка" внутри Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя. На своем пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает такую область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона Солнца. Здесь энергия передается уже не излучением, а конвекцией.     Что такое конвекция? Когда жидкость кипит, она перемешивается. Так же может вести себя и газ. Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают свое тепло окружающей среде, а охлажденный солнечный газ спускается вниз. Похоже, что солнечное вещество кипит и перемешивается. Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0,7 радиуса от центра и простирается практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы), где перенос основного потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерции сюда все же проникают горячие потоки из более глубоких, конвективных слоев. Хорошо известная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца является видимым проявлением конвекции.

www.coolreferat.com

---

• 
  Магнит что такое
• 
  Чем грэс отличается от тэц
• 
  Си система единиц
• 
  Как закрепить кабель на столбе
• 
  Изу импульсное зажигающее устройство
• 
  Схема подключения трехклавишного выключателя с розеткой
• 
  Магнитная индукция кратко
• 
  Определение распределительный газопровод
• 
  Электроэнергетика атомная
• 
  Температурный коэффициент химия формула
• 
  Ночная зона электроэнергии с какого часа