Физическое строение Солнца
| Загрузить архив: | |
| Файл: ref-20155.zip (13kb [zip], Скачиваний: 82) скачать |
ЧЕРЕПОВЕЦКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ
Реферат
по астрономии
Тема: «Физическое строение Солнца».
Выполнил студент группы 9-ФИ-51
Миронов Евгений Николаевич
Череповец
2004
Содержание.
1§. Солнечная атмосфера……………………………………………2
2§. Излучения Солнца……………………………………………….5
3§. Солнечная активность…………………………………………...6
4§. Солнечная корона………………………………………………..8
5§. Диаметр Солнца………………………………………………… 9
Литература…………………………………………………………...10
1§. Солнечная атмосфера
Солнце -центральноетело Солнечной системы - представляет собой
раскалённый плазменный шар. Солнце - ближайшая к Земле звезда. Светот
него донас доходитза 8,3 мин. Солнце решающим образом повлияло на
образование всех тел Солнечной системы и создало те условия, которые привелик возникновениюиразвитию жизнина Земле. Его масса в 333 000 раз больше массы Земли и в750раз больше массы всех других планет, вместе взятых. За 5 миллиардов лет существования Солнца уже около половины водорода в его центральной частипревратилось в гелий. В результате этого процесса выделяется то количество энергии, которое Солнце излучает в мировоепространство. Мощность излученияСолнца оченьвелика:около 3,8 * 4105200степени МВт. На Землю попадает ничтожная часть Солнечной энергии, составляющая около половины миллиардной доли. Она поддерживает в газообразном состоянии земную атмосферу, постоянно нагревает сушу и водоёмы, даёт энергию ветрам и водопадам, обеспечивает жизнедеятельность животных и растений. Часть солнечной энергии запасена в недрах Земли в виде каменного угля, нефтии другихполезных ископаемых. Видимый с Земли диаметр Солнца незначительно меняется из-за эллиптичности орбиты исоставляет, в среднем,1 392000км.(что в 109 раз превышает диаметр Земли). Расстояние до Солнцав 107разпревышает егодиаметр. Солнце представляет собойсферически симметричное тело, находящиеся в равновесии. Всюду на одинаковых расстояниях от центра этого шара физические условия одинаковы, но они заметно меняются по мере приближения к центру. Плотность и давление быстро нарастают вглубь, где газ сильнеесжат давлением вышележащих слоёв. Следовательно, температура также растёт по мере приближения к центру. В зависимости от изменения физических условий Солнцеможно разделить на несколько концентрических слоёв, постепенно переходящих друг в друга.
В центреСолнцатемпература составляет15 миллионов градусов, а
давление превышает сотни миллиардов атмосфер. Газ сжат здесь доплотности около150 000 кг/4м530.Почти вся энергия Солнца генерируется в центральной области с радиусом примерно 1/3 солнечного. Через слои, окружающие центральнуючасть, эта энергия передаётся наружу. На протяжении последней трети радиуса находится конвективная зона. Причинавозникновения перемешивания(конвекции) внаружныхслоях Солнцата же, что и в кипящем чайнике:количество энергии, поступающее от нагревателя, гораздо больше того, которое отводится теплопроводностью. Поэтому вещество вынужденно приходит в движение и начинает само переносить тепло. Ядро и конвективная зона фактически не наблюдаемы. Об их существовании известно либо изтеоретическихрасчётов, либона основании косвенных данных. Над конвективной зоной располагаются непосредственно наблюдаемые слои Солнца, называемые его1Атмосферой0.Онилучше изучены, т.к. об их свойствах можно судить из наблюдений.
1а).Солнечная атмосфератак же состоит из нескольких различных слоёв. Самый глубокийи тонкий из них- фотосфера, непосредственно наблюдаемая в видимом непрерывном спектре. Толщина фотосферы приблизительно около 300 км. Чем глубже слои фотосферы, тем они горячее. Во внешних более холодных слоях фотосферы на фоне непрерывногоспектра образуются Фраунгоферовы линиипоглощения. Во время наибольшего спокойствия земной атмосферы можно наблюдать характерную зернистую структуруфотосферы. Чередование маленьких светлых пятнышек - гранул - размером около 1000 км., окруженных тёмными промежутками, создаёт впечатление ячеистой структуры - грануляции. Возникновение грануляции связано с происходящей под фотосферой конвекцией. Отдельные гранулынанесколько сотен градусов горячее окружающего их газа, и в течение нескольких минут их распределение по диску Солнца меняется. Спектральные измерения свидетельствуют одвижении газа в гранулах, похожих на конвективные: в гранулах газ поднимается, а между ними -опускается. Этодвижение газов порождают всолнечной атмосфере акустические волны, подобные звуковым волнам в воздухе. Распространяясь в верхние слои атмосферы ,волны, возникшие в конвективной зоне и в фотосфере, передают им часть механической энергии конвективных движений и производят нагревание газовпоследующих слоёватмосферы -хромосферы и короны.В результате верхние слои атмосферы с температурой около 4500К оказываются самыми«холодными» на Солнце. Как вглубь, так и вверх от них температура газов быстро растёт. Расположенный над фотосферой слойназывают хромосферой, во
время полныхсолнечныхзатмений вте минуты, когда Луна полностью
закрывает фотосферу, виденкак розовое кольцо, окружающее тёмный
диск. На краю хромосферы наблюдаются выступающие язычки пламени - хромосферные спикулы, представляющие собой вытянутые столбики изуплотнённого газа. Тогда же можно наблюдать и спектр хромосферы, так называемый спектр вспышки.Он состоит из ярких эмиссионных линий водорода, гелия, ионизированного кальция и других элементов, которые внезапно вспыхивают во время полной фазызатемнения. Выделяяизлучение Солнцав этих линиях, можнополучить его изображение. Хромосфера отличается от фотосферы значительно более неправильной неоднороднойструктурой. Заметно два типа неоднородностей - яркие и тёмные. По своим размерам они превышают фотосферные гранулы. В целомраспределениенеоднородностей образует так называемуюхромосферную сетку, особенно хорошо заметную в линии ионизированного кальция. Как и грануляция, она является следствием движения газов в под фотосферной конвективной зоне, только происходящих в более крупных масштабах. Температура в хромосфере быстрорастёт, достигая в верхних её слоях десятков тысяч градусов. Самая верхняя и самая разряжённая часть солнечной атмосферы - корона, прослеживающаяся отсолнечного лимба до расстояний в десятки солнечных радиусов и имеющая температуру около миллиона градусов. Корону можно видеть только во время полногосолнечного затмения либо с помощьюкоронографа.
Вся солнечная атмосфера постоянно колеблется. В ней распространяются как вертикальные, так и горизонтальные волны с длинами в несколько тысяч километров. Колебания носят резонансный характер ипроисходят с периодом около5мин. В возникновении явлений происходящих на Солнце большую роль играют магнитные поля. Вещество на Солнце всюду представляет собой намагниченную плазму. Иногда в отдельных областях напряженность магнитного поля быстро и сильно возрастает. Этот процесссопровождается возникновением целого комплекса явлений солнечной активности в различных слоях солнечной атмосферы. К ним относятся факелы и пятна в фотосфере, флоккулы в хромосфере, протуберанцы в короне.Наиболее замечательным явлением, охватывающимвсе слои солнечной атмосферыи зарождающимся в хромосфере, являютсясолнечныевспышки (см. Солнечная активность).
2§. Излучения Солнца
Излучения Солнца. Радиоизлучение Солнца имеет две составляющие- постоянную ипеременную. Во время сильных солнечных вспышек радиоизлучение Солнца возрастает в тысячи и даже миллионы раз посравнениюс радиоизлучение спокойного Солнца. Рентгеновские лучи исходят в основном от верхних слоёв атмосферы и короны. Особенно сильным излучение бывает в годы максимумасолнечнойактивности. Солнцеизлучает нетолько свет, тепло и все другие видыэлектромагнитногоизлучения. Онотакже является источникомпостоянного потока частиц-корпускул. Нейтрино, электроны, протоны, алфа-частицы, а так же более тяжелые атомные ядра составляюткорпускулярное излучениеСолнца. Значительная часть этого излучения представляет собой более илименее непрерывноеистечение плазмы -солнечный ветер, являющийся продолжением внешних слоёв Солнечной атмосферы - солнечной короны. На фоне этогопостояннодующего плазменного ветраотдельные областина Солнце являются источниками более направленных, усиленных, так называемых корпускулярных потоков. Скорее всегоонисвязаны с особыми областями Солнечной короны - коронными дырами, а также, возможно, с долгоживущими активными областями на Солнце(см.Солнечная активность). Наконец, с солнечными вспышками связаны наиболее мощные кратковременные потоки частиц, главным образом
электронов ипротонов. Врезультате наиболее мощных вспышек частицы
могут приобретать скорости, составляющие заметную долюскорости света. Частица стакимибольшими энергиями называются солнечными космическими лучами. Солнечное корпускулярное излучение оказываетсильное влияние наЗемлю, и прежде всего на верхние слои её атмосферы и магнитное поле, вызывая множество интересных геофизических явлений.
3§. Солнечная активность
Солнечная активность- совокупность явлений, периодически возникающих всолнечной атмосфере. Проявлениясолнечной активности тесно связаны с магнитными свойствами солнечной плазмы. Возникновение активной областиначинается с постепенного увеличения магнитного потока в некоторой области фотосферы. В соответствующих местах хромосферы после этого наблюдаетсяувеличение яркости в линиях водорода и кальция. Такиеобласти называютфлоккулами. Примерно в тех же участках на Солнце
в фотосфере (т.е. несколько глубже) при этом также наблюдается увеличение яркости в белом (видимом) свете -факелы. Увеличение энергии, выделяющейся вобласти факела и флоккула, является следствием увеличившихся до нескольких десятковэкстреднапряженности магнитногополя. Затем в солнечной активности наблюдаются солнечные пятна, возникающие через 1-2 дня после появления флоккула ввиде маленькихчёрных точек -пор. Многие изних вскоре исчезают, и лишь отдельные поры за 2-3 дня превращаются в крупные тёмные образования. Типичноесолнечное пятно имеетразмеры в несколько десятков тысяч километров и состоит из тёмной центральной части -тени иволокнистой полутени. Важнейшая особенность пятен - наличие в них сильных магнитных полей, достигающих в области тени наибольшей напряжённости в несколькотысячэкстред. В целом пятно представляетсобой выходящую в фотосферу трубку силовых линий магнитного поля, целиком заполняющих однуили несколькоячеек хромосферной сетки (см. Солнечная атмосфера). Верхняя часть трубки расширяется, и силовые линии в ней расходятся, как колосья в снопе. Поэтому вокруг тенимагнитные силовые линии принимают направление, близкое к горизонтальному. Полное, суммарное давление в пятне включает в себя давление магнитногополя и уравновешивается давлением окружающей фотосферы, поэтому газовое давление в пятне оказывается меньшим, чемв фотосфере. Магнитное поле как бы расширяет пятно изнутри. Кроме того, магнитное поле подавляет конвективные движения газа, переносящиеэнергию из глубинывверх. Вследствие этого в области пятна температура оказывается меньше примерно на 1000К.Пятно как бы охлаждённая искованная магнитным полем яма в солнечной фотосфере. Большей частью пятна возникают целыми группами, вкоторых, однако, выделяютсядва большихпятна. Одно, наибольшее, -на западе, адругое, чутьпоменьше, - на востоке. Вокруг и между нимичастобывает множествомелкихпятен. Такая группа пятенназывается биополярной, потому что у обоих больших пятен всегда противоположная полярность магнитного поля. Они как бысвязаны с одной и той же трубкой силовых линий магнитного поля, которая в виде гигантской петли вынырнула из-под фотосферы, оставив концы где-то в ненаблюдаемых, глубоких слоях. То пятно, которое соответствует выходу магнитного поля из фотосферы, имеет севернуюполярность, ато, в области которого силовые линиивходят обратно под фотосферу,- южную.
Самое мощное проявление фотосферы - это вспышки. Онипроисходят в сравнительно небольших областях хромосферы и короны, расположенных над группами солнечных пятен. По своей сути вспышка - это взрыв, вызванный внезапным сжатием солнечнойплазмы. Сжатиепроисходит под давлением магнитногополя и приводит к образованиюдлинного плазменного жгута или ленты. Длинатакогообразования составляет десятки и даже сотни тысяч километров. Продолжается вспышка обычно около часа. Хотя детально физические процессы, приводящиек возникновению вспышек, ещё не изучены, ясно, что они имеют электромагнитную природу.
Наиболее грандиозными образованиями в солнечной атмосфере являются протуберанцы - сравнительно плотные облака газов, возникающиевсолнечной короне или выбрасываемые в неё из хромосферы. Типичный протуберанец имеет вид гигантской светящейся арки, опирающейся на хромосферу и образованной струямии потоками более плотного и холодного, чем окружающая корона, вещества. Иногда это вещество удерживается прогнувшимся под еготяжестьюсиловыми линиями магнитного поля, а иногда медленно стекает вдоль магнитных силовых линий. Имеется множество различных типов протуберанцев. Некоторыеиз них связаны со взрывоподобными выбросами веществаиз хромосферы в корону.
Общая активность Солнца,характеризуемая количеством и силой проявления центров солнечной активности, периодически изменяется. Существует множество различных удобных способов оценивать уровень солнечной активности. Обычно пользуются наиболее простым и введённым раньше всех способом -числами Вольфа. Числа Вольфа пропорциональны сумме полного числа пятен, наблюдаемых в данный моментнаСолнце, и удесятерённого числа групп, которые ониобразуют. Периодвремени, когдаколичество центров активности наибольшее называютмаксимумом солнечной активности, а когда их совсем нет или почти совсем нет - минимумом. Максимумы и минимумы чередуются в среднем с периодом 11лет. Этосоставляет так называемый 115-и0 летний цикл солнечной активности.
4§. Солнечная корона
1г). Солнечная корона - самые внешние, очень разряженные слои атмосферы Солнца. Во время полной фазы солнечного затмения вокруг дискаЛуны, который закрываетотнаблюдателя яркую фотосферу, внезапно как бы вспыхивает жемчужное сияние. Это на несколько десятков секундстановится видимой солнечная корона. Важной особенностью короны является её лучистая структура. Лучи бывают разной длины, вплоть до десятка и более солнечных радиусов. Общая формакороны меняется с фазами цикла солнечной активности: в годы максимума корона почти сферична, в годы минимума она сильновытянутавдоль экватора. Корона представляет собой сильно разряжённую высокоионизированную плазму с температурой1-2миллиона градусов. Причина стольбольшого нагревасолнечной короны связана с волновыми движениями, возникающими в конвективной зоне Солнца. Цвет короны почтисовпадаетсо светом излучения всего Солнца. Это связано с тем, что свободные электроны, находящиеся в короне, и возникающие врезультате сильнойионизации газов, рассеивают излучение, приходящее от фотосферы. Из-за огромной температуры частицы движутся такбыстро, что при столкновенияхот атомов отлетают электроны, которые начинают двигаться как свободные частицы. В результате этого лёгкиеэлементыполностью теряютвсе своиэлектроны, такчто в короне практически нет атомов водорода или гелия, а есть только протоны и альфа-частицы. Тяжелые элементытеряютдо 10-15внешних электронов. По этой причине в солнечной короне наблюдаютсянеобычныеспектральные линии, которые долгое времяне удавалось отождествить с известными химическими элементами. Горячая плазма сильно излучает и поглощает радиоволны. Поэтому наблюдаемое солнечноерадиоизлучение на метровых и дециметровых волнах возникает в солнечной короне. Иногда в солнечной короне наблюдаются областипониженного свечения. Их называют корональными дырами. Особенно хорошо эти дыры заметны по снимкам в рентгеновских лучах.
5§. Диаметр Солнца
Диаметр Солнца.Точные измерения показывают, что диаметр Солнца не постоянная величина. Около пятнадцати летназадастрономы обнаружили, что Солнцехудеет и полнеет на несколько километров каждые 2 часа 40 минут, причем этот период сохраняется строго постоянным. С периодом 2 часа 40 минут на доли процента меняется и светимость Солнца, то есть излучаемая им энергия. Указания на то, чтодиаметр Солнцаиспытывает еще и очень медленные колебания со значительным размахом, были получены путём анализа результатов астрономическихнаблюдениймноголетней давности. Точные измеренияпродолжительностисолнечных затмений,а также прохождения Меркурия и Венеры по диску Солнца показали,чтов XVII веке диаметрСолнцапревышал нынешний примерно на 2000 км, то есть на 0,1%.
Литература.
1. Энцеклопедическийсловарь юного астронома, М.:Педагогика,1980 г.
2. Астрономия:Учеб.для 11 кл.сред.шк., М:Провсещение,1990 г.
3. Клушанцев П.В.«Одиноки ли мы во вселенной?»:Дет.лит.,1981г.
4. Эврика-89 ,М:Мол.гвардия,1991 г.
5. Поиски жизни в Солнечной системе: Пер.с англ. М.:Мир,1988 г.