Фізичне будова Сонця

ЧЕРЕПОВЕЦЬКИЙ ДЕРЖАВНИЙ УНИВЕРСИТЕТ.

Реферат.

по астрономии.

Тема: «Фізичне будова Солнца».

Виконав студент групи 9-ФИ-51.

Миронов Євген Николаевич.

Череповец.

1§. Сонячна атмосфера…2 2§. Випромінювання Солнца…5 3§. Сонячна активность…6 4§. Сонячна корона…8 5§. Діаметр Сонця… 9.

Литература

…10.

1§. Сонячна атмосфера.

Сонце — центральне тіло Сонячної системи — є розжарений плазмовий кулю. Сонце — найближча до Землі зірка. Світло від нього до нас доходить за 8,3 хв. Сонце вирішальним чином вплинув освіту всіх тіл Сонячної системи та створило ті умови, які призвели до та розвитку життя Землі. Його маса в 333 000 разів більше маси Землі та в 750 разів більше маси від інших планет, разом узятих. За 5 мільярдів років існування Сонця вже близько половини водню у його центральній частині перетворилася на гелій. Внаслідок цього процесу вирізняється те кількість енергії, яке Сонце випромінює в світовий простір. Потужність випромінювання Сонця дуже великий: близько 3,8 * 410 520 0 ступеня МВт. На Землю потрапляє незначна частина Сонячної енергії, яка становить близько половини мільярдної частки. Вона підтримує в газоподібному стані земну атмосферу, постійно нагріває суходіл і водоёмы, дає енергію вітрам і водоспадам, забезпечує життєдіяльність тварин і звинувачують рослин. Частина сонячної енергії запасена у надрах Землі як кам’яного вугілля, нафти й інших копалин. Видимий з Землі діаметр Сонця незначно змінюється з эллиптичности орбіти і становить, загалом, 1 392 000 км.(что в 109 разів перевищує діаметр Землі). До Сонця 107 разів перевищує його діаметр. Сонце є сферически симетричний тіло, перебувають у рівновазі. Усюди на однакових відстанях від центру цього кулі фізичні умови однакові, але де вони помітно змінюються з наближенням до центра. Щільність і тиск швидко наростають всередину, де газ сильніше стиснутий тиском вышележащих шарів. Отже, температура також росте принаймні наближення до центра. Залежно через зміну фізичних умов Сонце можна розділити сталася на кілька концентричних шарів, поступово перехідних один у друга.

У центрі Сонця температура становить 15 мільйонів градусів, а тиск перевищує сотні мільярдів атмосфер. Газ стиснутий тут до щільності близько 150 000 кг/ 4 м 53 0. Почти вся енергія Сонця генерується в центральній області з радіусом приблизно 1/3 сонячного. Через верстви, оточуючі центральну частина, цю енергію передається назовні. Протягом останній третині радіуса перебуває конвективная зона. Причина виникнення перемішування (конвекції) у зовнішніх шарах Сонця той самий, що у киплячому чайнику: кількість енергії, яке надходить від нагрівача, набагато більше, яке відводиться теплопроводностью. Тому речовина вимушено починає рухатися й починає саме переносити тепло. Ядро і конвективная зона фактично не наблюдаемы. Про наявності відомо або з теоретичних розрахунків, або виходячи з непрямих даних. Над конвективного зоною розташовуються безпосередньо спостережувані верстви Сонця, звані його 1 Атмосферою 0. Они краще вивчені, т.к. про їхнє властивості можна судити з наблюдений.

1а).Солнечная атмосфера як і складається з кількох різних шарів. Найглибший тонку їх — фотосфера, безпосередньо що спостерігається в видимому безупинному спектрі. Товщина фотосфери приблизно близько км. Що глибша верстви фотосфери, тим вони гаряче. У зовнішніх більш холодних шарах фотосфери і натомість безперервного спектра утворюються Фраунгоферовы лінії поглинання. Під час найбільшого спокою земної атмосфери можна спостерігати характерну зернисту структуру фотосфери. Чергування маленьких світлих цяток — гранул — близько 1000 км., оточених темними проміжками, створює враження ячеистой структури — грануляції. Виникнення грануляції пов’язані з що відбувається під фотосферой конвекцией. Окремі гранули сталася на кілька сотень градусів гаряче навколишнього їх газу, і протягом декількох хвилин їх розподіл по диску Сонця змінюється. Спектральні виміру свідчать про рух газу гранулах, подібних до конвективные: в гранулах газ піднімається, а з-поміж них — опускається. Це рух газів породжують в сонячної атмосфері акустичні хвилі, подібні звуковим хвилях повітря. Розповсюджуючись в верхні верстви атмосфери, хвилі, які виникли у конвективного зони і в фотосфері, передають їм частину механічної енергії конвективных рухів і виробляють нагрівання газів наступних шарів атмосферихромосфери і корони .У результаті верхні верстви атмосфери з температурою близько 4500К виявляються найбільш «холодними» на Сонце. Як всередину, і вгору від нього температура газів швидко росте. Розташований над фотосферой шар називають хромосферой, у час повних сонячних затемнень у ті хвилини, коли Місяць повністю закриває фотосферу, видно як рожеве кільце, навколишнє темний диск. В кінці хромосфери спостерігаються виступаючі язички полум’я — хромосферные спикулы, які становлять витягнуті стовпчики з уплотнённого газу. Тоді ж можна спостерігати та спектр хромосфери, так званий спектр вспышки. Он складається з яскравих емісійних ліній водню, гелію, іонізованого кальцію та інших елементів, які раптово спалахують під час повної фази затемнення. Виокремлюючи випромінювання Сонця цих лініях, можна отримати роботу його зображення. Хромосфера відрізняється від фотосфери значно більше неправильної неоднорідною структурою. Помітно два типу неоднородностей — яскраві та темні. За його розміром вони перевищують фотосферные гранули. У цілому нині розподіл неоднородностей утворює так звану хромосферную сітку, добре помітну в лінії іонізованого кальцію. Як це і грануляція, вона є наслідком руху газів у під фотосферной конвективного зоні, лише які у більш великих масштабах. Температура в хромосфере швидко росте, досягаючи в верхніх її шарах десятків тисяч градусів. Найбільш верхня та разряжённая частина сонячної атмосфери — корона, прослеживающаяся від сонячного лімба до відстаней кілька десятків сонячних радіусів і має температуру близько мільйона градусів. Корону можна побачити лише під час повного сонячного затемнення або з допомогою коронографа.

Уся сонячна атмосфера постійно коливається. У ньому поширюються як вертикальні, і горизонтальні хвилі з довжинами кілька тисяч кілометрів. Коливання носять резонансний характері і походять з періодом майже п’ять хв. У виникненні явищ що відбуваються на Сонце великій ролі грають магнітні поля. Речовина на Сонце скрізь є намагниченную плазму. Іноді окремими областях напруженість магнітного поля швидко і дуже зростає. Цей процес відбувається супроводжується виникненням всього комплексу явищ сонячної активності у різних шарах сонячної атмосфери. До них належать смолоскипи і плями в фотосфері, флоккулы в хромосфере, протуберанці в короні. Найбільш чудовим явищем, що охоплюють усі верстви сонячної атмосфери і в хромосфере, є сонячні спалахи (див. Сонячна активность).

2§. Випромінювання Солнца.

Випромінювання Сонця. Радіовипромінювання Сонця має дві складові - постійну і зміну. Під час сильних сонячних спалахів радіовипромінювання Сонця зростає у тисячі і навіть мільйони раз проти радіовипромінювання спокійного Сонця. Рентгенівські промені виходять переважно від верхніх шарів атмосфери і корони. Особливо сильним випромінювання буває роки максимуму сонячної активності. Сонце випромінює як світло, тепло й інші види електромагнітного випромінювання. Вона також є джерелом постійного потоку частинок — корпускул. Нейтріно, електрони, протони, алфа-частицы, а як і важчі атомні ядра становлять корпускулярне випромінювання Сонця. Значна частина коштів цього випромінювання є більш-менш безупинне витікання плазми — сонячний вітер, є продовженням зовнішніх шарів Сонячної атмосфери — сонячної корони. З огляду на цього постійно що дме плазмового вітру окремі області на Сонце є джерелом більш спрямованих, посилених, про корпускулярних потоків. Швидше за все вони пов’язані із цілком особливими областями Сонячної корони — коронними дірами, і навіть, можливо, із довгоіснуючими активними областями, на Сонце (див. Сонячна активність). Нарешті, з сонячними спалахами пов’язані найпотужніші короткочасні потоки частинок, переважно електронів і протонів. Через війну найпотужніших спалахів частки можуть купувати швидкості, складові помітну частку швидкості світла. Частка з цими великими енергіями називаються сонячними космічними променями. Сонячне корпускулярне випромінювання надає сильний вплив на Землю, і на верхні верстви її атмосфери і магнітне полі, викликаючи безліч цікавих геофізичних явлений.

3§. Сонячна активность.

Сонячна активність — сукупність явищ, які виникають в сонячної атмосфері. Прояви сонячної активності тісно пов’язані з магнітними властивостями сонячної плазми. Виникнення активної області починається з поступового збільшення магнітного потоку у певній області фотосфери. У відповідних місцях хромосфери після цього, спостерігається збільшення яскравості в лініях водню і кальцію. Такі області називають флоккулами. Приблизно о тієї ж ділянках на Сонце в фотосфері (тобто. трохи глибше) у своїй також спостерігається збільшення яскравості на білому (видимому) світлі - смолоскипи. Збільшення енергії, выделяющейся у сфері смолоскипа і флоккула, є наслідком збільшилися до кілька десятків экстред напруженості магнітного поля. Потім у сонячної активності спостерігаються сонячні плями, виникаючі через 1−2 дня після появи флоккула як маленьких чорних точок — пір. Багато їх невдовзі зникають, і тільки окремі пори за 2−3 дня перетворюються на великі темні освіти. Типове сонячне пляма має в діаметрі в кілька десятків тисячі кілометрів і складається з темною центральній частині - тіні й боротися волокнистій напівтіні. Найважливіше особливість плям — його присутність серед них сильних магнітних полів, що сягають у сфері тіні найбільшої напруженості кілька тисяч экстред. У цілому нині пляма представляє собою яка у фотосферу трубку силових ліній магнітного поля, повністю що заповнюють одну чи кілька осередків хромосферной сітки (див. Сонячна атмосфера). Верхня частина трубки розширюється, і силові лінії у ній розходяться, як колосся в снопі. Тому навколо тіні магнітні силові лінії приймають напрям, близький до горизонтальному. Повне, сумарне тиск у плямі включає у собі тиск магнітного поля і врівноважується тиском оточуючої фотосфери, тому газове тиск у плямі виявляється меншим, ніж у фотосфері. Магнітне полі хіба що розширює пляма зсередини. З іншого боку, магнітне полі придушує конвективные руху газу, які переносять енергію від щирого вгору. Внаслідок цього у області плями температура виявляється приблизно на 1000К. Пятно хіба що охлаждённая і скута магнітним полем яма в сонячної фотосфері. Більшій частиною плями виникають цілими групами, у яких, проте, виділяються дві великі країни плями. Одне, найбільше, — ніяких звань, а інше, трохи менше, — Сході. Навколо й з-поміж них це часто буває безліч дрібних плям. Така група плям називається биополярной, тому що в обох великих плям завжди протилежна полярність магнітного поля. Вони хіба що пов’язані з і тієї ж трубкою силових ліній магнітного поля, що у вигляді гігантської петлі виринула з-під фотосфери, залишивши кінці разів у ненаблюдаемых, глибоких шарах. Те пляма, яке відповідає виходу магнітного поля з фотосфери, має північну полярність, бо, в області якого силові лінії входять назад під фотосферу, — южную.

Найстрашніше потужне прояв фотосфери — це спалахи. Вони відбуваються у порівняно невеликих областях хромосфери і корони, розташованих над групами сонячних плям. За своєю суттю спалах — це вибух, викликаний раптовим стиском сонячної плазми. Стиснення відбувається під тиском магнітного поля і призводить до утворення довгого плазмового джгута чи стрічки. Довжина такої освіти становить десятки і навіть сотні тисяч кілометрів. Триває спалах зазвичай близько години. Хоча детально фізичні процеси, що призводять до виникнення спалахів, не вивчені, ясно, що вони теж мають електромагнітну природу.

Найбільш грандіозними утвореннями в сонячної атмосфері є протуберанці - порівняно щільні хмари газів, що у сонячної короні чи выбрасываемые у неї з хромосфери. Типовий протуберанець має вид гігантської світної арки, спирається на хромосферу освіченою струменями і потоками більш щільного і холодного, ніж навколишня корона, речовини. Деколи це речовина утримується прогнувшимся у його вагою силовими лініями магнітного поля, інколи ж повільно стікає вздовж магнітних силових ліній. Є масу різноманітних типів протуберанців. Деякі їх пов’язані з взрывоподобными викидами речовини з хромосфери в корону.

Загальна активність Сонця, характеризуемая кількістю і силою прояви центрів сонячної активності, періодично змінюється. Існує масу різноманітних зручних способів оцінювати рівень сонячної активності. Зазвичай користуються простою й введённым раніш від усіх способом — числами Вольфа. Числа Вольфа пропорційні сумі повного числа плям, можна побачити в момент на Сонце, і удесятерённого числа груп, що вони утворюють. Період часу, коли кількість центрів активності найбільше називають максимумом сонячної активності, а якщо їх час від або вони майже час від — мінімумом. Максимуми і мінімуми чергуються загалом з періодом 11 років. Під них припадає так званий 11 5-и 0 літній цикл сонячної активности.

4§. Сонячна корона.

1г). Сонячна корона — самі зовнішні, дуже виряджені верстви атмосфери Сонця. Під час повної фази сонячного затемнення навколо диска Місяця, який закриває від спостерігача яскраву фотосферу, раптово хіба що спалахує перлове сяйво. Це кілька десятків секунд стає видимої сонячна корона. Важливою особливістю корони є її промениста структура. Промені бувають різною довжини, до десятка і більше сонячних радіусів. Загальна форма корони змінюється з фазами циклу сонячної активності: у роки максимуму корона майже сферична, у роки мінімуму вона дуже витягнута вздовж екватора. Корона є сильно разряжённую высокоионизированную плазму з температурою 1−2 мільйона градусів. Причина такого великого нагріву сонячної корони пов’язані з хвилевими рухами, виникаючими в конвективного зоні Сонця. Колір корони майже збігається з світлом випромінювання всього Сонця. Це з тим, що вільні електрони, перебувають у короні, і що у результаті сильної іонізації газів, розсіюють випромінювання, що спадає від фотосфери. Через величезної температури частки рухаються буде настільки швидким, що з зіткненнях від атомів відлітають електрони, які зрушуються як вільні частки. У результаті легені елементи повністю втрачають усе свої електрони, отож у короні у тому атомів водню чи гелію, а є лише протони і альфа-частинки. Важкі елементи втрачають до 10−15 зовнішніх електронів. Через це в сонячної короні спостерігаються незвичні спектральні лінії, тривалий час не вдавалося ототожнити з відомими хімічними елементами. Гаряча плазма сильно випромінює і поглинає радіохвилі. Тому бачимо сонячне радіовипромінювання на метрових і дециметрових хвилях виникає у сонячної короні. Іноді в сонячної короні спостерігаються області зниженого світіння. Їх називають корональными дірами. Особливо добре ці діри помітні знімками в рентгенівських лучах.

5§. Діаметр Солнца.

Діаметр Сонця. Точні виміри свідчать, що діаметр Сонця не стала величина. Близько п’ятнадцяти років як розв’язано астрономи виявили, що Сонце худне і повніє сталася на кілька кілометрів кожні 2 години 40 хвилин, причому цей період зберігається суворо постійним. З періодом 2 години 40 хвилин частки відсотка змінюється від і світність Сонця, тобто випромінювана їм енергія. Вказівки те що, що діаметр Сонця відчуває що й дуже повільні коливання з великим розмахом, отримано шляхом аналізу результатів астрономічних спостережень багаторічної давності. Точні виміру тривалості сонячних затемнень, і навіть проходження Меркурія і Венери по диску Сонця показали, що у XVII столітті діаметр Сонця перевищував нинішній приблизно 2000 км, цебто в 0,1%.

1. Энцеклопедический словник юного астронома, М.:Педагогика, 1980 р. 2. Астрономия: Учеб. для 11 кл.сред.шк., М: Провсещение, 1990 р. 3. Клушанцев П. В. «Самотні ми у вселенной?»: Дет.лит., 1981 г. 4. Эврика-89, М: Мол. гвардия, 1991 р. 5. Пошуки життя жінок у Сонячну систему: Пер. с анг. М.:Мир, 1988 г.