додати матеріал

приховати рекламу

Сонце

[ виправити ] текст може містити помилки, будь ласка перевіряйте перш ніж використовувати.

Кожному напевне відомо, що не можна дивитися на Сонце неозброєним оком, а тим більше в телескоп без спеціальних, дуже темних світлофільтрів або інших пристроїв, що послаблюють світло. Нехтуючи цією забороною, спостерігач ризикує отримати сильний опік очей. Найпростіший спосіб розглядати Сонці - це спроектувати його зображення на білий дисплей. За допомогою навіть маленького аматорського телескопа можна отримати збільшене зображення сонячного диска. Що ж видно на цьому зображенні?
Перш за все звертає на себе увагу різкість сонячного краю. Сонці - газова куля, що не має чіткої межі, щільність його зменшується поступово. Чому ж у такому випадку ми бачимо його різко окресленим? Справа в тому, що практично все видиме випромінювання Сонця виходить з дуже тонкого шару, який має спеціальну назву - фотосфера (грец. "сфера світла"). Його товщина не перевищує 300 км. Саме цей світиться шар і створює у спостерігача ілюзію того, що Сонце має "поверхню".
Сонце - звичайна зірка нашої Галактики. Тому такі проблеми, як джерела енергії Сонця, його будова, освіта спектру, є загальними для фізики Сонця і зірок. Для земного спостерігача унікальність Сонця полягає в тому, що це найближча до нас і єдина поки зірка, поверхня якої можна піддати детальному вивченню. Безпосередньо з поверхні Землі Сонце вивчають теле-та оптичними методами. Позаатмосферна астрономія дозволила значно розширити досліджуваний діапазон частот електромагнітного випромінювання Сонця, а також приступити до детального дослідження його корпускулярного випромінювання. Все різноманіття сонячних явище, розкрите цими методами: зерниста (грануляційна)
Зірка на ім'я Сонце
Діаметр: 1391980 км
Маса: 1,989 * 1030 кг
Сидеричний період обертання точки екватора: 25,380 доби
Світність: 3,88 * 1026 Вт
Видима зоряна величина: -26,58 m
Ефективна температура поверхні: 16 000 000 К
Температура в центрі Сонця: 5800 До
Середня відстань від Землі до центру Сонця: 149 597 870 км
Сонце - газова, точніше плазмовий, куля. Маса Сонця в 333000 раз більша за масу Землі. У Сонці зосереджено 99,866% маси Сонячної системи.
Грануляція
На перший погляд диск Сонця здається однорідним. Однак, якщо придивитися, на ньому можна знайти багато великих і дрібних деталей. Навіть при не дуже хорошій якості зображення видно, що вся фотосфера складається зі світлових зерняток, званих гранулами, і темних проміжків між ними. Це схоже на купчасті хмари, коли дивишся на них зверху, з літака. Розміри гранул невеликі за сонячним масштабами - до 1000-2000 км у поперечнику; межгранульние доріжки більш вузькі, приблизно 300-600 км в ширину. На сонячному диску спостерігається одночасно близько мільйона гранул.
Картина грануляції не є застиглою: одні гранули зникають, інші з'являються. Кожна з них живе не більше 10 хв. Все це нагадує кипіння рідини в каструлі. Таке порівняння не випадково, оскільки фізичний процес, відповідальний за обидва явища, один і той самий. Це конвекція - перенесення тепла великими масами гарячої речовини, які піднімаються знизу, розширюючись і одночасно остигаючи. Грануляція створює загальний фон, на якому можна спостерігати набагато більш контрастні і великі об'єкти - сонячні плями й смолоскипи.
Сонячні плями - це темні освіти на диску Сонця. У телескоп видно, що великі плями мають досить складну будову: темну область тіні оточує півтінь, діаметр якої більш ніж у два рази перевищує розмір тіні. Якщо пляма спостерігається на краю сонячного диска, то створюється враження, що воно схоже на глибоку тарілку. Відбувається це тому, що газ у плямах прозоріше, ніж у навколишній атмосфері, і погляд проникає глибше.
За величиною плями бувають дуже різними - від малих, діаметром приблизно 1000-2000 км, до гігантських, які значно перевищують розміри нашої планети. Встановлено, що плями - це місця виходу в сонячну атмосферу сильних магнітних полів. Магнітні поля зменшують потік енергії, що йде від надр світила до фотосфері, тому в місці їх виходу на поверхню температура падає. Плями холодніше навколишнього їх речовини приблизно на 1500 К, а отже, і менш яскраві. Ось чому на загальному фоні вони виглядають темними.
Смолоскипи
Практично завжди плями оточені яскравими полями, які називають смолоскипами. Смолоскипи гаряче навколишнього атмосфери приблизно на 2000 К і мають складну пористу структуру. Величина кожного осередку - близько 30 тис. кілометрів. У центрі диска контраст факелів дуже малий, а ближче до краю збільшується, так що краще за все вони помітні саме по краях. Смолоскипи живуть ще довше, ніж плями, іноді три-чотири місяці. Вони не обов'язково існують разом з плямами, дуже часто зустрічаються факельні поля, усередині яких плями ніколи не з'являються. Мабуть, факели теж є місцями виходу магнітних полів в зовнішні шари Сонця, але ці поля слабкіше, ніж у плямах.
Кількість плям і смолоскипів характеризує сонячну активність, максимуми якої повторюються через кожні 11 років. У роки мінімуму на Сонці довгий час може не бути ні однієї плями, а в максимумі їх число зазвичай вимірюється десятками. Найближчий максимум сонячної активності, коли можна було спостерігати багато плям і смолоскипів, був в 2000 р.
Внутрішня будова Сонця
Наше Сонце - це величезний сяючий газова куля, всередині якого протікають складні процеси і в результаті безперервно виділяється енергія. Внутрішній об'єм Сонця можна розділити на кілька областей; речовину в них відрізняється за своїми властивостями, і енергія розповсюджується за допомогою різних фізичних механізмів. Познайомимося з ними, починаючи з самого центру.
У центральній частині Сонця знаходиться джерело його енергії, або, кажучи образною мовою, та "піч", яка нагріває його і не дає йому охолонути. Ця область називається ядром. Під вагою зовнішніх шарів речовина всередині Сонця стисло, причому чим глибше, тим сильніше. Щільність його збільшується до центру разом із зростанням тиску і температури. У ядрі, де температура досягає 15 млн кельвінів, відбувається виділення енергії.
Ця енергія виділяється в результаті злиття атомів легких хімічних елементів в атоми більш важких. У надрах Сонця з чотирьох атомів водню утворюється один атом гелію. Саме цю страшну енергію люди навчилися звільняти при вибуху водневої бомби. Є надія, що в недалекому майбутньому людина зможе навчитися використовувати її і в мирних цілях (У 2005 році новинні стрічки передавали про початок будівництва першого міжнародного термоядерного реактора у Франції).
Ядро має радіус не більше чверті загального радіусу Сонця. Однак у його обсязі зосереджена половина сонячної маси й виділяється практично вся енергія, яка підтримує світіння Сонця. Але енергія гарячого ядра повинна якось виходити назовні, до поверхні Сонця. Існують різні способи передачі енергії в залежності від фізичних умов середовища, а саме: променистий перенесення, конвекція і теплопровідність. Теплопровідність не грає великої ролі в енергетичних процесах на Сонце і зірки, тоді як променистий і конвективний переноси дуже важливі.
Відразу навколо ядра починається зона променистої передачі енергії, де ця хвороба поширюється через поглинання і випромінювання речовиною порції світла - квантів. Щільність, температура і тиск зменшуються в міру віддалення від ядра, і в цьому ж напрямі йде потік енергії. У цілому процес цей вкрай повільний. Щоб кванта дістатися від центру Сонця до фотосфери, необхідні багато років: адже, переізлучаясь, кванти весь час змінюють напрямок, майже настільки ж часто рухаючись назад, як і вперед. Але коли вони в кінці кінців виберуться назовні, це будуть вже зовсім інші кванти. Що ж з ними сталося?
У центрі Сонця народжуються гамма-кванти. Їх енергія в мільйони разів більше, ніж енергія квантів видимого світла, а довжина хвилі дуже мала. По дорозі кванти зазнають дивовижні перетворення. Окремий квант спочатку поглинається яких-небудь атомом, але тут же знову
; Найчастіше при цьому виникає не один колишній квант, а два або декілька. За законом збереження енергії їх загальна енергія зберігається, а тому енергія кожного із них зменшується. Так виникають кванти все менших і менших енергій. Потужні гамма-кванти як би дробляться на менш енергійні кванти - спочатку рентгенівських, потім ультрафіолетових і нарешті видимих ​​і інфрачервоних променів. У підсумку найбільшу кількість енергії Сонце випромінює в видимому світлі, і не випадково наші очі чутливі до нього.
Як ми вже говорили, кванту потрібно дуже багато часу, щоб просочитися через щільне сонячне речовина назовні. Так що якщо б "грубка" усередині Сонця раптом згасла, то ми б дізналися про це лише мільйони років тому. На своєму шляху через внутрішні сонячні верстви потік енергії зустрічає таку область, де непрозорість газу сильно зростає. Це конвективна зона Сонця. Тут енергія передається вже не випромінюванням, а конвекцією.
Що таке конвекція? Коли рідина кипить, вона перемішується. Так само може поводитися і газ. Величезні потоки гарячого газу піднімаються вгору, де віддають своє тепло навколишньому середовищі, а охолоджене сонячний газ спускається вниз. Схоже, що сонячне речовина кипить і перемішується. Конвективна зона розпочинається приблизно на відстані 0,7 радіуса від центру і простягається практично до самої видимої поверхні Сонця (фотосфери), де перенесення основного потоку енергії знову стає променистим. Проте за інерцією сюди все-таки проникають гарячі потоки з більш глибоких, конвективних шарів. Добре відома картина спостерігачам грануляції на поверхні Сонця є видимим проявом конвекції.
Додати в блог або на сайт

Цей текст може містити помилки.

Астрономія | Реферат | 19.3кб. | скачати

Схожі роботи:
Сонце 3
Очі і сонце
Переворот на Сонце
Сонце унікальна зірка
Сонце найближча зоря
Сонце Землі Руської
Сяяло сонце Олександра
Сонце - унікальна зірка
Сонце і сонячна система
© Усі права захищені
написати до нас
Рейтинг@Mail.ru