трусики женские украина

На головну

Фізична будова Сонця - Астрономія

ЧЕРЕПОВЕЦКИЙ ДЕРЖАВНИЙ УНІВЕРСИТЕТРеферат

по астрономії

Тема: «Фізична будова Сонця».

Виконав студент групи 9-ФИ-51

Міронов Євген Миколайович

Череповец

2004

Зміст.

1з. Сонячна атмосфера...................................................2

2з. Випромінювання Сонця.......................................................5

3з. Сонячна активність...................................................6

4з. Сонячна корона........................................................ 8

5з. Діаметр Сонця......................................................... 9

Література.....................................................................10

1з. Сонячна атмосфера

Сонце - центральне тіло Сонячної системи - являє собою

розжарену плазмову кулю. Сонце - найближча до Землі зірка. Світло від

нього до нас доходить за 8,3 мін. Сонце вирішальним образом вплинуло на

утворення всіх тіл Сонячної системи і створило ті умови, які привели до виникнення і розвитку життя на Землі. Його маса в 333 000 раз більше маси Землі і в 750 раз більше маси всіх інших планет, разом взятих. За 5 мільярдів років існування Сонця вже біля половини водня в його центральній частині перетворилося в гелій. Внаслідок цього процесу виділяється та кількість енергії, яке Сонце випромінює в світовий простір. Потужність випромінювання Сонця дуже велика: біля 3,8 * 410 520 0 міри МВт. На Землю попадає нікчемна частина Сонячної енергії, що становить біля половини мільярдної частки. Вона підтримує в газоподібному стані земну атмосферу, постійно нагріває сушу і водоймища, дає енергію вітрам і водоспадам, забезпечує життєдіяльність тварин і рослин. Частина сонячної енергії запасена в надрах Землі у вигляді кам'яного вугілля, нафти і інших корисних копалин. Видимий з Землі діаметр Сонця трохи міняється через эллиптичности орбіти і становить, в середньому, 1 392 000 км.(що в 109 раз перевищує діаметр Землі). Відстань до Сонця в 107 раз перевищує його діаметр. Сонце являє собою сферично симетричне тіло, що знаходяться в рівновазі. Всюди на однакових відстанях від центра цієї кулі фізичні умови однакові, але вони помітно міняються по мірі наближення до центра. Густина і тиск швидко наростають вглиб, де газ сильніше стислий тиском вышележащих шарів. Отже, температура також зростає по мірі наближення до центра. У залежності від зміни фізичних умов Сонце можна розділити на декілька концентричних шарів, поступово перехідних один в одну.

У центрі Сонця температура становить 15 мільйонів градусів, а

тиск перевищує сотні мільярдів атмосфер. Газ стислий тут до густини біля 150 000 кг/ 4м 53 0. Майже вся енергія Сонця генерується в центральній області з радіусом приблизно 1/3 сонячного. Через шари, навколишні центральну частину, ця енергія передається назовні. Протягом останньої третини радіуса знаходиться конвективна зона. Причина виникнення перемішування (конвекції) в зовнішніх шарах Сонця та ж, що і в киплячому чайнику: кількість енергії, що поступає від нагрівника, набагато більше того, яке відводиться теплопровідністю. Тому речовина вимушено приходить в рух і починає саме переносити тепло. Ядро і конвективна зона фактично не спостерігаються. Про їх існування відомо або з теоретичних розрахунків, або на основі непрямих даних. Над конвективною зоною розташовуються шари Сонця, що безпосередньо спостерігаються, звані його 1 Атмосферою 0.Вони краще вивчені, так як про їх властивості можна судити з спостережень.

1а). Сонячна атмосфера так само складається з декількох різних шарів. Самий глибокий і тонкий з них - фотосфера, що безпосередньо спостерігається у видимому безперервному спектрі. Товщина фотосферы приблизно біля 300 км. Чим глибше шари фотосферы, тим вони гаряче. У зовнішніх більш холодних шарах фотосферы на фоні безперервного спектра утворяться Фраунгоферови лінії поглинання. Під час найбільшого спокою земної атмосфери можна спостерігати характерну зернисту структуру фотосферы. Чергування маленьких світлих цяточок - гранул - розміром біля 1000 км., оточеного темними проміжками, створює враження комірчастої структури - грануляція. Виникнення грануляції пов'язане з тією, що відбувається під фотосферой конвекцією. Окремі гранули на декілька сотень градусів гаряче навколишнього їх газу, і протягом декількох хвилин їх розподіл по диску Сонця міняється. Спектральні вимірювання свідчать про рух газу в гранулах, схожих на конвективні: в гранулах газ підіймається, а між ними - опускається. Цей рух газів породжують в сонячній атмосфері акустичні хвилі, подібні звуковим хвилям в повітрі. Розповсюджуючись у верхні шари атмосфери, хвилі, виниклі в конвективній зоні і в фотосфере, передають їм частину механічної енергії конвективних рухів і проводять нагрівання газів подальших шарів атмосфери -хромосферы і корони. В результаті верхні шари атмосфери з температурою біля 4500К виявляються самими «холодними» на Сонці. Як вглиб, так і вгору від них температура газів швидко зростає. Розташований над фотосферой шар називають хромосферой, під

час повних сонячних затьмарень в ті хвилини, коли Місяць повністю

закриває фотосферу, видно як рожеве кільце, навколишнє темний

диск. На краю хромосферы спостерігаються виступаючі язички полум'я - хромосферные спикулы, що являють собою довгасті стовпчики з ущільненого газу. Тоді ж можна спостерігати і спектр хромосферы, так званий спектр спалаху.Він складається з яскравих емісійних ліній водня, гелію, іонізованого кальцію і інших елементів, які раптово спалахують під час повної фази затемнення. Виділяючи випромінювання Сонця в цих лініях, можна отримати його зображення. Хромосфера відрізняється від фотосферы значно більш неправильною неоднорідною структурою. Помітно два типи неоднорідностей - яскраві і темні. По своїх розмірах вони перевищують фотосферные гранули. Загалом розподіл неоднорідностей утворить так звану хромосферную сітку, особливо добре помітну в лінії іонізованого кальцію. Як і грануляція, вона є слідством руху газів в під фотосферной конвективній зоні, що тільки відбуваються в більш великих масштабах. Температура в хромосфере швидко зростає, досягаючи у верхніх її шарах десятків тисяч градусів. Сама верхня і сама розряджена частина сонячної атмосфери - корона, що простежується від сонячного лімба до відстаней в десятки сонячних радіусів і що має температуру біля мільйона градусів. Корону можна бачити тільки під час повного сонячного затьмарення або за допомогою коронографа.

Вся сонячна атмосфера постійно коливається. У ній розповсюджуються як вертикальні, так і горизонтальні хвилі з довжинами в декілька тисяч кілометрів. Коливання носять резонансний характер і відбуваються з періодом біля 5 мін. У виникненні явищ що відбуваються на Сонці велику роль грають магнітні поля. Речовина на Сонці всюди являє собою намагнічену плазму. Іноді в окремих областях напруженість магнітного поля швидко і сильно зростає. Цей процес супроводиться виникненням цілого комплексу явищ сонячної активності в різних шарах сонячної атмосфери. До них відносяться факели і плями в фотосфере, флоккулы в хромосфере, протуберанці в короні. Найбільш чудовим явищем, що охоплює всі шари сонячної атмосфери і що зароджується в хромосфере, є сонячні спалахи (див. Сонячна активність).

2з. Випромінювання Сонця

Випромінювання Сонця. Радіовипромінювання Сонця має дві що становлять - постійну і змінну. Під час сильних сонячних спалахів радіовипромінювання Сонця зростає в тисячі і навіть мільйони разів в порівнянні з радіовипромінювання спокійного Сонця. Рентгенівські промені виходять в основному від верхніх шарів атмосфери і корони. Особливо сильним випромінювання буває в роки максимума сонячної активності. Сонце випромінює не тільки світло, тепло і всі інші види електромагнітного випромінювання. Воно також є джерелом постійного потоку частинок - корпускул. Нейтрино, електрони, протони, алфа-частинки, а так само більш важкі атомні ядра складають корпускулярное випромінювання Сонця. Значна частина цього випромінювання являє собою більш або менш безперервне витікання плазми - сонячний вітер, що є продовженням зовнішніх шарів Сонячної атмосфери - сонячної корони. На фоні цього постійно дуючого плазмового вітру окремі області на Сонці є джерелами більш направлених, посилених, так званих корпускулярных потоків. Швидше усього вони пов'язані з особливими областями Сонячної корони - коронними дірами, а також, можливо, з довгоживучими активними областями на Сонці (див. Сонячна активність). Нарешті, з сонячними спалахами пов'язані найбільш могутні короткочасні потоки частинок, головним чином

електронів і протонів. Внаслідок найбільш могутніх спалахів частинки

можуть придбавати швидкості, що становлять помітну частку швидкості світла. Частинка з такими великими енергіями називаються сонячними космічними променями. Сонячне корпускулярное випромінювання впливає сильний чином на Землю, і передусім на верхні шари її атмосфери і магнітне поле, викликаючи безліч цікавих геофизических явищ.

3з. Сонячна активність

Сонячна активність - сукупність явищ, періодично виникаючих в сонячній атмосфері. Вияви сонячної активності тісно пов'язані з магнітними властивостями сонячної плазми. Виникнення активної області починається з поступового збільшення магнітного потоку в деякій області фотосферы. У відповідних місцях хромосферы після цього спостерігається збільшення яскравості в лініях водня і кальцію. Такі області називають флоккулами. Приблизно в тих же дільницях на Сонці

в фотосфере (тобто декілька глибше) при цьому також спостерігається збільшення яскравості в білому (видимому) світлі - факели. Збільшення енергії, що виділяється в області факела і флоккула, є слідством що збільшилися до декількох десятків экстред напруженості магнітного поля. Потім в сонячній активності спостерігаються сонячні плями, виникаючі через 1-2 дні після появи флоккула у вигляді маленьких чорних точок - пір. Багато Хто з них невдовзі зникає, і лише окремі часи за 2-3 дні перетворюються у великі темні освіти. Типова сонячна пляма має розміри в декілька десятків тисяч кілометрів і складається з темної центральної частини - тіні і волокнистої напівтемряви. Найважливіша особливість плям - наявність в них сильних магнітних полів, що досягають в області тіні найбільшої напруженості в декілька тисяч экстред. Загалом пляма являє собою ту, що виходить в фотосферу трубку силових ліній магнітного поля, що цілком заповнюють одну або декілька осередків хромосферной сітки (див. Сонячна атмосфера). Верхня частина трубки розширяється, і силові лінії в ній розходяться, як колосся в снопі. Тому навколо тіні магнітні силові лінії приймають напрям, близький до горизонтального. Повний, сумарний тиск в плямі включає в себе тиск магнітного поля і урівноважується тиском навколишньої фотосферы, тому газовий тиск в плямі виявляється меншим, ніж в фотосфере. Магнітне поле як би розширює пляму зсередини. Крім того, магнітне поле придушує конвективні рухи газу, що переносять енергію з глибини вгору. Внаслідок цієї в області плями температура виявляється менше приблизно на 1000К.Пляма як би охолоджена і скута магнітним полем яма в сонячної фотосфере. Переважно плями виникають цілими групами, в яких, однак, виділяються дві більших плями. Одне, найбільше, - на заході, а інше, трохи поменше, - на сході. Навколо і між ними часто буває безліч дрібних плям. Така група плям називається биополярной, тому що у обох великих плям завжди протилежна полярність магнітного поля. Вони як би пов'язані з однією і тією ж трубкою силових ліній магнітного поля, яка у вигляді гігантської петлі випірнула з-під фотосферы, залишивши кінці десь в, глибоких шарах, що неспостерігаються. Та пляма, яка відповідає виходу магнітного поля з фотосферы, має північну полярність, а те, в області якого силові лінії входять зворотно під фотосферу, - південну.

Саме могутній вияв фотосферы - це спалахи. Вони відбуваються в порівняно невеликих областях хромосферы і корони, розташованих над групами сонячних плям. По своїй суті спалах - це вибух, викликаний раптовим стисненням сонячної плазми. Стиснення відбувається під тиском магнітного поля і приводить до утворення довгого плазмового джгута або стрічки. Довжина такої освіти складає десятки і навіть сотні тисяч кілометрів. Продовжується спалах звичайно біля години. Хоч детально фізичні процеси, що приводять до виникнення спалахів, ще не вивчені, ясно, що вони мають електромагнітну природу.

Найбільш грандіозними освітами в сонячній атмосфері є протуберанці - порівняно щільні хмари газів, виникаючі в сонячній короні або що викидаються в неї з хромосферы. Типовий протуберанець має вигляд гігантської світлової арки, що спирається на хромосферу і освіченої струменями і потоками більше за щільну і холодну, чим навколишня корона, речовину. Іноді ця речовина утримується що прогнувся під його тягарем силовими лініями магнітного поля, а іноді повільно стікає вдовж магнітних силових ліній. Є безліч різних типів протуберанців. Деякі з них пов'язані з взрывоподобными викидами речовини з хромосферы в корону.

Загальна активність Сонця, що характеризується кількістю і силою вияву центрів сонячної активності, періодично змінюється. Існує безліч різних зручних способів оцінювати рівень сонячної активності. Звичайно користуються найбільш простим і введеним раніше за всіх способом - числами Вольфа. Числа Вольфа пропорційні сумі повного числа плям, що спостерігаються в даний момент на Сонці, і подесятереного числа груп, які вони утворять. Період часу, коли кількість центрів активності найбільше називають максимумом сонячної активності, а коли їх зовсім немає чи майже зовсім ні - мінімумом. Максимуми і мінімуми чергуються в середньому з періодом 11 років. Це становить так званий 11 5-і 0 літній цикл сонячної активності.

4з. Сонячна корона

1 р). Сонячна корона - самі зовнішні, дуже розряджені шари атмосфери Сонця. Під час повної фази сонячного затьмарення навколо диска Місяця, який закриває від спостерігача яскраву фотосферу, раптово як би спалахує перлове сяйво. Це на декілька десятків секунд стає видимою сонячна корона. Важливою особливістю корони є її промениста структура. Промені бувають різної довжини, аж до десятка і більш сонячних радіусів. Загальна форма корони міняється з фазами циклу сонячної активності: в роки максимума корона майже сферична, в роки мінімуму вона сильно довгаста вдовж екватора. Корона являє собою сильно розряджену высокоионизированную плазму з температурою 1-2 мільйона градусів. Причина так великого нагріву сонячної корони пов'язана з хвильовими рухами, виникаючими в конвективній зоні Сонця. Колір корони майже співпадає зі світлом випромінювання всього Сонця. Це пов'язано з тим, що вільні електрони, що знаходяться в короні, і виникаючі внаслідок сильної іонізації газів, розсіюють випромінювання, що приходить від фотосферы. Через величезну температуру частинки рухаються так швидко, що при зіткненнях від атомів відлітають електрони, які починають рухатися як вільні частинки. Внаслідок цього легкі елементи повністю втрачають всі свої електрони, так що в короні практично немає атомів водня або гелію, а є тільки протони і альфа-частки. Важкі елементи втрачають до 10-15 зовнішніх електронів. З цієї причини в сонячній короні спостерігаються незвичайні спектральні лінії, які довгий час не вдавалося ототожнити з відомими хімічними елементами. Гаряча плазма сильно випромінює і поглинає радіохвилі. Тому сонячне радіовипромінювання, що спостерігається на метрових і дециметровых хвилях виникає в сонячній короні. Іноді в сонячній короні спостерігаються області зниженого свічення. Їх називають корональными дірами. Особливо добре ці діри помітні по знімках в рентгенівських променях.

5з. Діаметр Сонця

Діаметр Сонця. Точні вимірювання показують, що діаметр Сонця не постійна величина. Біля п'ятнадцяти років тому астрономи виявили, що Сонце худне і повніє на декілька кілометрів кожні 2 години 40 хвилин, причому цей період зберігається суворо постійним. З періодом 2 години 40 хвилин на частки відсотка міняється і светимость Сонця, що тобто випромінюється ним енергія. Вказівки на те, що діаметр Сонця випробовує ще і дуже повільні коливання зі значним розмахом, були отримані шляхом аналізу результатів астрономічних спостережень багаторічної давності. Точні вимірювання тривалості сонячних затьмарень, а також проходження Меркурія і Венери по диску Сонця показали, що в XVII віці діаметр Сонця перевищував нинішній приблизно на 2000 км, тобто на 0,1%.

Література.

1. Энцеклопедический словник юного астронома, М.:Педагогіка, 1980 р.

2. Астрономія:Учеб.для 11 кл.сред.шк., М:Провсещение, 1990 р.

3. Клушанцев П.В. «чи Самотні ми у всесвіті?»:Дет.літ., 1981 р.

4. Еврика-89, М:Мол.гвардія,1991 м.

5. Пошуки життя в Сонячній системі: Пер.с англ. М.:Мир, 1988 р.

Авіація і космонавтика
Автоматизація та управління
Архітектура
Астрологія
Астрономія
Банківська справа
Безпека життєдіяльності
Біографії
Біологія
Біологія і хімія
Біржова справа
Ботаніка та сільське господарство
Валютні відносини
Ветеринарія
Військова кафедра
Географія
Геодезія
Геологія
Діловодство
Гроші та кредит
Природознавство
Журналістика
Зарубіжна література
Зоологія
Видавнича справа та поліграфія
Інвестиції
Інформатика
Історія
Історія техніки
Комунікації і зв'язок
Косметологія
Короткий зміст творів
Криміналістика
Кримінологія
Криптологія
Кулінарія
Культура і мистецтво
Культурологія
Логіка
Логістика
Маркетинг
Математика
Медицина, здоров'я
Медичні науки
Менеджмент
Металургія
Музика
Наука і техніка
Нарисна геометрія
Фільми онлайн
Педагогіка
Підприємництво
Промисловість, виробництво
Психологія
Психологія, педагогіка
Радіоелектроніка
Реклама
Релігія і міфологія
Риторика
Різне
Сексологія
Соціологія
Статистика
Страхування
Будівельні науки
Будівництво
Схемотехніка
Теорія організації
Теплотехніка
Технологія
Товарознавство
Транспорт
Туризм
Управління
Керуючі науки
Фізика
Фізкультура і спорт
Філософія
Фінансові науки
Фінанси
Фотографія
Хімія
Цифрові пристрої
Екологія
Економіка
Економіко-математичне моделювання
Економічна географія
Економічна теорія
Етика

8ref.com

© 8ref.com - українські реферати


енциклопедія  бефстроганов  рагу  оселедець  солянка