Солнце. До основних рис

Тип работы:
Реферат
Предмет:
Физико-математические науки


Узнать стоимость

Детальная информация о работе

Выдержка из работы

Солнце. Основні характеристики

Солнце належить до класу невеликих зірок, досить далеко проэволюционировавших в її розвитку. Виникло воно майже п’ять млрд. років і нині має масу ~2,1033 р, радіус — 696 000 км, середню щільність речовини 1,41 г/см3, прискорення сили тяжкості лежить на поверхні - 274 м/с2.

Видимый бело-желтый диск Сонця — це її фотосфера, що становить гарячу плазмову атмосферу зірки з температурою поверхні 6000 До (нагадаємо, що До — термодинамическая температура Кельвіна. Нормальна температура 0 °C = 273 До. Розмір -273,16 До називається абсолютним нулем температуры).

В Сонце зосереджено більш 99% всієї маси Сонячної системи. Кутова швидкість обертання Сонця, що спостерігається по фотосфері, зменшується за мері видалення від екватора. Період обертання на екваторі дорівнює 25 сут, поблизу полюсів — 30 сут. Лінійна швидкість обертання на екваторі близька 2 км/с, т. е. багато повільніше швидкості обертання Землі та інших планет, але це відбувається у тому самому напрямі. Усе це підтверджує припущення, що ми бачимо обертання плазмової атмосфери І що внутрішнє тверде тіло зірки може обертатися з інший швидкістю. Нагадаємо, що плазмою називається газ, значної частини атомів якої перебуває в іонізованому состоянии.

Солнце є джерелом теплової, електромагнітної і гравітаційної енергії. Ця енергія рівномірно розсіюється в космічний простір, і частку Землі і планет припадає лише мала значна її частина. У оптичному діапазоні спектра Земля, наприклад, отримує 1,96 кал/см2·мин, чи 1,37·103 Вт/м2. Ця величина називається сонячної постійної. Вона варіює залежно від гелиоцентрического відстані і дуже змінюється від планети до планете.

Полная світність Сонця визначається з выражения:

L0=F0 4pa2=3,85·1026 Вт, (II. 30)

где a = 149,6·106 м, 4pа2 — площа поверхні сфери радіусом один а. е.

Каждый вартість квадратного метра зірки випромінює енергії в секунду

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

т. е. удесятеро 000 разів більше, ніж отримує вся Земля за минуту.

Спектр випромінювання Сонця лежать у широкому діапазоні частот і довжин хвиль (рис. II. 5) — від радіовипромінювання (метрові хвилі) до гамма-випромінення (довжина хвилі l менш 10−12 м). Як очевидно з малюнка, максимум енергії випромінювання посідає оптичну і інфрачервону частини спектра. Крайню ліву частина спектра займають хвилі жорсткого ультрафіолетового і рентгенівського випромінювання, крайню праву — радиоизлучения.

Спектр випромінювання Солнца

Поскольку інтенсивність випромінювання залежить від зміни температури з глибиною, то за спостереженнями інтенсивності що виходить від зірки випромінювання можна скласти уявлення про температурі у надрах. Максимальна температура Сонця 6150 До зокрема у зеленої частини спектра (l = 5000 А). Нагадаємо, що 1 Ангстрем = 10−10 м. У червоному (l = 6400−7600 А) і фіолетовому (l = 3900−4500 А) частинах спектра температура близька 5800 До. У ультрафіолетовому діапазоні (l = 1000 А) температура зменшується до 4500 До, а радіодіапазоні на l = 1 м зростає до 106 К.

Столь різні температури що неспроможні виходити тільки з однієї фотосфери, бо фізичні умови у ньому досить однорідні. Загалом частку світлового випромінювання Сонця доводиться 81% енергії, частку теплового — близько 18%, але в частку ультрафіолетового — менш 1%. Щоб краще зрозуміти природу такого розподілу енергії випромінювання, яке, як побачимо, грає величезну роль життя Землі, розглянемо основні риси будівлі зовнішніх оболонок Солнца.

Рис. Внутрішнє будова Солнца

Атмосфера Сонця складається з трьох головних рівнів — фотосфери, хромосфери і корони (рис. II. 6). На кожному з цих рівнів йдуть різні фізичні процессы.

Фотосфера є нижній, найактивніший светопроводящий шар атмосфери. Це кордон прозорості зоряного речовини, сприйманого нами як бело-желтого диска Солнца.

На фотографіях поверхню фотосфери покрита гранулами — це несталі освіти розміром від 700 до 1400 км, вони безупинно виникають і розпадаються, створюючи враження киплячій поверхні. Фотосфера випромінює енергію в оптичному і інфрачервоному діапазонах. Втрати енергії безупинно поповнюються припливом їх із глибших верств. Цей процес відбувається підтримує стационарность випромінювання та здійснюється з допомогою процесів поглинання і переизлучения. Перенесення енергії відбувається також конвективным шляхом з допомогою гранул, що становлять своєрідні конвективные осередки. Гаряче речовина виноситься у надрах на поверхню, де вона охолоджується і знову занурюється. У проміжках між гранулами спостерігається викид речовини — спикулы і смолоскипи. Товщина фотосфери близько 500 км.

Следующий шар сонячної атмосфери — хромосфера — має відстань 15 000−20 000 км і має яскраво-червоний колір. Вона спостерігається при сонячному затемненні як червоного кільце чорного диска Сонця. Температура хромосфери близько 20 000 К.

В хромосфере видно викиди гарячої плазми — спикулы (протуберанці). Висота викидів сягає 12 тис. км, а поперечні розміри — 1000 км.

Над хромосферой розташовується корона, розміри якої коливаються залежно від активності Сонця. Внутрішня корона має 300−500 тис. км і має колосальну температуру — один млн. градусів Кельвіна. Воно складається з іонізованих світних газів. Зовнішня корона є туманне світіння сонячного світла на частинках пилюки, концентруються навколо Сонця з відривом до 80 млн. км. Тому цю частину корони має світло-жовтий відтінок. Віддаляючись від хромосфери температура корони знижується, на орбіті Землі становить 200 000 До. Периферія корони складається з розріджених електронних хмар, що викидаються Сонцем, які будучи вмороженными у його магнітне полі, рухаються з більшими на швидкостями, сягаючими 30 км/с.

Магнитное полі Солнца

Следует сказати, у результаті осьового обертання Сонце продукує потужне магнітне полі, силові лінії якого «приклеюються» в высокопроводящую плазму корони, витягуються як спіралі у далекому міжпланетне простір (рис. II. 7). У ході сонячної активності структура секторного магнітного поля може змінювати свою форму і навіть число секторов.

Возвращаясь до енергетики сонячного випромінювання, ми тепер можемо сказати, основна частка оптичного і інфрачервоних променів виходить із фотосфери, має температуру близько 5800 До. Низькотемпературне випромінювання 4500 До відповідає нижнім верствам хромосфери. Радіовипромінювання і рентгенівське випромінювання походять від корони, має у нижній своєї частини температуру 106 До. Хромосфера і корона прозорі для оптичного і інфрачервоних променів фотосфери. Що ж у цьому випадку живить їх енергією і це створює таку високу температуру?

Мы бачили, що у фотосфері поруч із променистим перенесенням енергії є і конвективное перемішування речовини, фиксируемое як численних гранул і спикул, і навіть потужних протуберанцевих викидів плазми. Це механічне рух величезних мас речовини лежить на поверхні гігантської зірки має спричинить потужним акустичним коливань оточуючої атмосфери (згадайте шум окропу в чайнику). Інакше кажучи, поверхню зірки буквально лихоманить від оглушливого шуму, звук якого зі надзвуковими швидкостями поширюється через хромосферу в різні боки від поверхні Сонця. Однак у міру поширення у сонячну корону, де щільність речовини швидко убуває, звичайні звукові хвилі перетворюються на ударні. Як знаємо з фізики плазми, в ударних хвилях енергія механічного руху швидко перетворюється на теплову. Тому невеличка щодо маси, сильно розріджена корона нагрівається до настільки високих температур.

Другой важливою характеристикою Сонця є його періодична активність, що виражається у появі на фотосфері темних плям, в хромосфере і короні - спалахів, смолоскипів, протуберанців. Встановлено 11-річна періодичність явища сонячної активності. Найяскравішим показником сонячної активності є зміна числа темних плям та його розмірів на диску Сонця. Температура їх у 1500 До нижче від температури оточуючої фотосфери, діаметр сягає 2−50 тис. км. У рельєфі поверхні плями фіксуються як западин глибиною 700−1000 км. Важливою характеристикою плями є його магнітне полі, напруженість якого сягає гігантської величини — 4·10−5 А/м. Порівняйте зазначимо, що напруженість магнітного поля Землі у районі полюсів всього 70 А/м.

Время життя плям — і від кількох годин за кілька місяців. Зазвичай рівень сонячної активності характеризується числом Вольфа:

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

где g — число груп плям; f — загальна кількість всіх плям, видимих на диску Солнца.

Солнечная активність надає великий вплив на клімат, погоду, біосферу Земли.

Здесь ж таки відзначимо, що економічні причини сонячної активності досі є предметом дискусій. Є по крайнього заходу дві групи гіпотез — ендогенні, в яких розтлумачувалося періодичність активності внутризвездными процесами, і екзогенні, котрі пов’язують її з приливним взаємодією з планетой-гигантом Юпитером.

С ендогенними гіпотезами поки що багато незрозумілого, хоча успіхи вивчення фізики зірок дуже впечатляющи.

Экзогенные причини циклічності сонячної активності (рис. II. 8) привертають увагу подібністю періодів звернення Юпітера навколо Сонця (11,86 року) і середній тривалістю сонячного циклу (11,13 року). Можна Знайти зв’язок між зміною гелиоцентрического відстані Юпітера із кількістю плям на Сонце. Величина юпитерианского припливу на Сонце не перевищує 1 мм. Проте засвідчили, що саме важливо не зміна швидкості приливної усунення центру Сонця (перша похідна), а поштовх (третя похідна). Внесок планет в поштовх зростає значно величин.

Солнечная активність. Період 1900−1997 рр., в числах Вольфа W

Движение Сонця по эклиптике

Вследствие обертання планет, і зокрема Землі, навколо Сонця створюються різні умови освітленості і обігріву його поверхні у різних ділянках орбіти. Це викликає зміну пір року, що з трьома причинами — нахилом земної осі до площині земної орбіти, незмінністю становища осі у просторі і зверненням Землі навколо Сонця. Спостерігачеві Землі здається, що світило має власне рух щодо небесної сфері. Насправді рух зумовлено зверненням Земли.

Плоскость екліптики на небесної сфері:

ПП¢ - полюси екліптики;

РР¢ - полюси світу; l — эклиптическая довгота; b — эклиптическая широта; ЕЕ¢ - площину екліптики; QQ¢ - небесний екватор; М — светило

Видимое річне рух Сонця щодо зірок іде за рахунок великому колу небесної сфери, званому екліптикою (эклипсис — грецькою «затемнення»). Площину екліптики нахилена до площині небесного екватора з точки 23°27¢ (рис. II. 9). Коли Сонце проходить точки перетину екліптики з небесним екватором, то, на Землі день стає рівним ночі. Ці точки називаються точками весняного (21 березня) і осіннього (23 вересня) рівнодення. Координати Сонця — схиляння d і пряме сходження a — у тих точках рівні нулю. У час перебування Сонця у верхній точки екліптики Є його пряме сходження a = 6 год, а схиляння d = +23°27¢. Крапка Є називається точкою літнього сонцестояння (22 червня). У нижній точці екліптики Е¢a = 18 год, а d = -23°27¢. Цю точку Сонце проходить 22 грудня, тому вона називається точкою зимового сонцестояння. Швидкість переміщення Сонця по екліптиці дорівнює приблизно 1° на добу. Проміжок часу між двома прохождениями Сонцем точки весняного рівнодення називається тропічним роком. Його тривалість дорівнює 365,2422 дня.

Из-за гравітаційного впливу Місяця Сонце щороку входить у точку весняного рівнодення на 20 хв 24 з раніше, ніж Земля завершить черговий оборот навколо нього. Це усунення називається прецесією, чи попереджанням рівнодень. У результаті прецесії вісь Землі повертається протягом року на 50¢¢27, описуючи у просторі конічну поверхню. Цікаво, що повний оборот земна вісь навколо осі екліптики зробить за 25 800 років. Це і період прецесії, який відіграє важливу роль розумінні вікових змін Землі й спеціальної освіти льодовикових периодов.

Список литературы

Для підготовки даної праці були використані матеріали із російського сайту internet

ПоказатьСвернуть
Заполнить форму текущей работой