Реферат: Солнце

СОЛНЦЕ

БОРИСОВ ВЯЧЕСЛАВ 26/03/2002

Оглавление:

1. Общие сведения оСолнце…………………………………...………………..3

2. Всегда ли существовалоСолнце?………………………………………….....3

3. Как устроеноСолнце………………………………………………………….3 – 4

4. Солнечнаяактивность………………………………………………………....5 – 7

5. Строение Солнца:……………………………………………………………..7 – 8

6. Служба Солнца………………………………………………………………...8

7. Солнечное затмение…………………………………………………………...8 – 9

8. КонецСолнца…………………………………………………………………..10

9. Список используемойлитературы…………………………………………….11

1.Общиесведения о Солнце

Солнце — центральное телоСолнечной системы представляет собой очень горячий плазменный шар. Солнце — ближайшаяк Земле звезда. Свет от него доходит до нас за 8,3 минуты. Солнце решающимобразом повлияло на образование всех тел Солнечной системы и создало те условия,которые привели к возникновению и развитию жизни на земле. Ещё задолго до наступления НТР люди наблюдалиСолнце. Они знали его животворную силу, почитали и поклонялись ему как богу. Крометого, людииспользовали его для исчисления времени.

Культовые сооружения вдревние времена строились большей частью так, чтобы по ним можно былоопределить точки восхода и захода Солнца в начале весны и лета.

2.Всегда ли существовало Солнце?

НашеСолнце светит уже много млн. лет. Сегодня известно, что оно возникло вместе с планетами своей системы избольшого холодного облака газа и пыли. Сначала образовалось сферическое облако,которое, сжимаясь, вращалось всё быстрее. Под действием центробежных сил оно превратилось в диск. Почти всё веществооблака сгустилось в центре этого диска в большой шар. Именно так, по-видимому,возникло Солнце. По краям диска сформировались меньшие небесные тела, планеты илуны. Только что родившееся Солнце сначала было холодным, но оно всё времясжималось, становясь, становясь при этомгорячее и горячее. Так родилась новая звезда. Онаокружена планетами. Есть среди них и ЗЕМЛЯ. Благодаря Солнцу на ней появиласьжизнь.

3.Как устроено Солнце.

Солнце является массивным самосветящимсягазовым шаром. Человеку трудно даже представить, что такое Солнце на самомделе. В центре его температура 15 000 000 градусов, давление в200 раз выше, чем давление воздуха вземной атмосфере,

плотностьвещества в 7 раз больше чем у самого плотного земного металла. Перенос энергиииз центра наружу занимает около 10млн. лет. Излучающая поверхность Солнцаназывается Фотосферой. Фотосфера имеет зернистую структуру, называемуюгрануляцией. Каждое такое « зерно» размером почти с Германию, и представляетсобой поднявшийся на поверхность поток горячего вещества. На фотосфере частоможно увидетьотносительно небольшие тёмные области — Солнечныепятна. Над Фотосферой следующий слой, разреженный слой, называемый Хромосферой, т.е.

«окрашеннойсферой». Такое название хромосфера получила благодаря красному цвету. И,наконец, над ней находится очень горячая, но чрезвычайно разряженная частьсолнечной атмосферы - корона

4.Солнечнаяактивность.

Сильный источник теплового радиоизлучения – Солнце. В периоды повышеннойсолнечной активности появляется радиоизлучение нетеплового характера.Нетепловое радиоизлучение наблюдается иу планет Солнечной системы. На некоторых больших планетах, особенно на Юпитере,происходят сильные всплески нетеплового радиоизлучения – облака ионизированногомежзвездного газа. Солнечная активность – совокупность явлений, периодическивозникающих в солнечной атмосфере. Проявления солнечной активности тесносвязаны с магнитными свойствами солнечной плазмы. Возникновение активнойобласти начинается с постепенного увеличения магнитного потока в некоторойобласти фотосферы. В соответствующих местах хромосферы вскоре после этогонаблюдается увеличение яркости в линиях водорода и кальция. Такие области называют флоккулами.Примерно в тех же участках на Солнце в фотосфере (т.е. несколько глубже). Приэтом также наблюдается увеличение яркости в белом (видимом) свете — факелы.Увеличение энергии, выделяющейся в области факела и флоккула, являетсяследствием увеличивающейся до нескольких десятков эрстед напряженности

Магнитного поля. Через 1 -2дня после появления флоккула в активной области появляются солнечные пятна ввиде маленьких черных точек – пор. Многие из них вскоре исчезают, и лишьотдельные поры за два – три дняпревращаются в крупные темные образования. Типичное солнечное пятно имеет размеры в несколько десятков тысяч километров и состоит из темнойцентральной части – тени и волокнистой полутени. Важнейшая особенность пятен –наличие в них сильных магнитных полей, достигающих в области тени наибольшейнапряженности, в несколько тысяч эрстед. В целом пятно представляет собой выходящуюв фотосферу трубку силовых линий магнитного поля, целиком заполняющих одну илинесколько ячеек хромосферной сетки. Верхняя часть трубки расширяется, и силовыелинии в ней расходятся, как колосья в снопе.

Поэтому вокруг тени магнитныесиловые линии принимают направление, близкое к горизонтальному. Полное,суммарное давление в пятне включает в себя давление магнитного поля иуравновешивается давлением окружающей фотосферы, поэтому газовое давление в пятне оказывается в меньшим, чем вфотосфере. Магнитное поле как бы расширяет пятно изнутри. Кроме того, магнитноеполе подавляет конвективные движения газа, переносящие энергию из глубинывверх. Вследствие этого в области пятна температура оказывается меньше примернона 1000 К. Пятно как бы охлажденная и скованнаямагнитным полем яма в солнечной фотосфере.

Большей частью пятна возникают целымигруппами, в которых, однако, выделяются два больших пятна. Одно, небольшое, — на западе, а другое, чуть поменьше, — на востоке. Вокруг и между ними часто бываетмножество мелких пятен. Такая группа пятен называется биполярной, потому что уобоих больших пятен всегда противоположная полярность магнитного поля. Они какбы связаны с одной и той же трубкой силовых линий магнитного поля, которая ввиде гигантской петли вынырнула из – подфотосферы, оставив концы где-то в ненаблюдаемых, глубоких слоях. То пятно,которое соответствует выходу магнитного поля из фотосферы, имеет севернуюполярность, а то, в области которого силовые линии входят обратно подфотосферу, — южную.

Самое мощное проявление солнечнойактивности – это вспышка. Они происходят в сравнительно небольших областяххромосферы и короны, расположенных над группами солнечных пятен. По своей сутивспышка — это взрыв, вызванный внезапным сжатием солнечной плазмы. Сжатиепроисходит под давлением магнитного поля и приводит к образованию длинногоплазменного жгута или ленты. Длинатакого образования составляет десятки, и даже сотни тысяч километров. Общееколичество энергии, выделяющееся в результате взрыва, может составлять взависимости от его силы от 100000000000000000000 до 10000000000000000000000000 Дж. Продолжаетсявспышка обычно около часа.

Мощность энерговыделения 1 г. вещества вобласти вспышки в среднем в десять в двенадцатой степени раз больше, чеммощность энерговыделения 1 г. вещества всего Солнца. Это говорит о том, что источникэнергии вспышек отличается от источника энергии всего Солнца. Хотя детальнофизические процессы, приводящие к возникновению вспышек, еще не изучены, ясно,что они имеют электромагнитную природу. Основной жгут вспышки обычнорасполагается вдоль нейтральной линии магнитного поля – направления,разделяющего области различной полярности. При некоторых условиях возникаетнеустойчивость, магнитные поля вблизи нейтральной линии сильно сближаются,сливаются и нейтрализуются (аннигилируют). При этом энергия магнитного поляпереходит в другие формы: в излучение, тепло и кинетическую энергию движущихсягазов. В электромагнитное излучение переходит примерно половина всей энергии. Этоизлучение может наблюдаться в видимых ультрафиолетовых, рентгеновских лучах идаже гамма – лучах. Особенно много энергии излучается в красной спектральнойлинии водорода, в которой вспышки чаще всего и наблюдаются при помощиузкополосных светофильтров. Энергия, излучаемая вспышкой в коротковолновойобласти спектра, состоит из ультрафиолетовых и рентгеновских лучей. Эти лучииспускаются очень сильно ионизованными атомами. Например, во время некоторыхвспышек наблюдалось

рентгеновское излучение,характерное для атома железа, лишенного 25 электров, которые, по сути дела,представляет собой атомное ядро, обладающее подобно водороду, только однимэлектроном!

Другая половина энергии вспышки идет наускорение, иногда до релятивистских скоростей, элементарных частиц, главнымобразом электронов и протонов. Поток таких частиц добавляется во время вспышекк общему потоку космических лучей, наблюдаемых вблизи Земли. Сталкиваясь сдругими атомами, энергетические ядра вызывают их необычайно сильнуюрентгеновскую ионизацию, а в некоторых случаях проникают даже через электронныеоболочки атомов и приводят к ядерным превращениям, сопровождающимся испусканиемгамма – квантов. Как и всякий сильный взрыв, вспышка порождает ударную волну,распространяющуюся как вверх в корону,так и горизонтально вдоль поверхностных слоёв солнечной атмосферы. Излучениесолнечных вспышек оказывает особо сильное воздействие на верхний слой земнойатмосферы и ионосферу и приводит к возникновению целого комплекса геофизическихявлений. Наиболее грандиозными образованиями в солнечной атмосфере являютсяпротуберанцы – сравнительно плотные облака газов, возникающие в солнечнойкороне или выбрасываемые в нее из хромосферы. Типичный протуберанец имеет видгигантской светящейся арки, опирающейся на хромосферу и образованной струями и потоками более плотного ихолодного, чем окружающая корона, вещества. Иногда это вещество удерживаетсяпрогнувшимися под его тяжестью силовыми линиями магнитного поля, а иногдамедленно стекает вдоль магнитных силовых линий. Имеется множество различныхтипов протуберанцев. Области Солнца, в которых наблюдаются интенсивныепроявления солнечной активности, называются центрами солнечной активности.Общая активность Солнца, характеризуемая количеством и силой проявления центровсолнечной активности, периодически изменяется. Обычно пользуются наиболеепростым и раньше всех введенным индексом солнечной активности – числами Вольфа(W). Числа Вольфапропорциональны сумме полного числапятен, наблюдаемых в данный момент на Солнце(f), и удесятеренного числа групп, которые они образуют(g).

W=R (f+10g)

Где R– коэффициент, учитывающий качество инструмента ипроизводимых с его помощью наблюдении. Эпоху, когда количество центровактивности наибольшее, считаютмаксимумом солнечной активности, а когда их совсем нет или почти нет –минимумом. Максимумы и минимумы чередуются в среднем с периодом в 11 лет. Этосоставляет 11 циклов солнечной активности.

5.Строение Солнца:

а) СолнечнаяКорона

Солнечная Корона – самые внешние, оченьразряженные слои атмосферы Солнца. Во время полной фазы солнечного затмениявокруг диска Луны, который закрывает от наблюдателя яркую фотосферу, внезапнокак — бы вспыхивает лучистое жемчужное сияние. Это на несколько секундстановится видимой солнечная Корона. Важной особенностью короны является еелучистая структура. Лучи бывают различной длины, вплоть до десятка и болеесолнечных радиусов. После изобретения коронографа, солнечную корону можнонаблюдать вне затмений. Общая форма короны меняется с фазами цикла солнечнойактивности: в годы максимума корона почти сферична, в годы минимума она сильновытянута вдоль экватора. Корона представляет собой сильно разреженнуювысокоионизированную плазму с температурой 1 – 2 млн. градусов. Причина стольбольшого нагрева солнечной короны связана с волновыми движениями, возникающимив конвективной зоне Солнца. Это связано с тем, что находящиеся в коронесвободные электроны, возникающие в результате сильной ионизации газов,рассеивают излучения, приходящие от фотосферы.

б) Фотосфера.

Доступная непосредственному наблюдениюсветящаяся « поверхность» Солнца называется фотосферой. Фотосфера представляетсобой нижний слой солнечной атмосферы, толщина которого 300 – 400 км. Именноона излучает практически всю приходящую к нам солнечную энергию, так как из-занепрозрачности вещества фотосферы солнечное излучение из более глубоких слоевСолнца к нам уже не доходит и их увидеть невозможно. Плотность фотосферы непревышает порядка — 10000 кгм3, а числоатомов преобладающего в фотосфере водорода- порядка 100000000000000000 в объеме1 см3.Температура в фотосфере нарастает с глубиной, в среднем она близка к 6000 К.

В) Хромосфера.

Хромосфера — внешняя область атмосферыСолнца. Яркость хромосферы во много раз меньше яркости фотосферы. Из-зарассеяния солнечного света в земной атмосфере эти слабосветящиеся внешниеоболочки не удается видеть вне затмения без специальных приспособлений.

Хромосфера простирается довысоты 10 – 14 тыс. км. В самых нижних слоях температура около 5000 К, онаначинает постепенно расти, достигая в верхних слоях атмосферы (от 20000 до50000 К). В хромосфере наблюдаются самые мощные и быстроразвивающиеся процессы,называемые вспышками.

6.Служба Солнца.

Сильная зависимость жизнивсей Земли от деятельности Солнца и особенно воздействие проявлений солнечнойактивности на состояние верхних слоёв земной атмосферы определяют большоезначение контроля за состоянием Солнцадля практической деятельности людей. Радиационная опасность для космонавтов,возникающая во время солнечных вспышек, требует постоянного наблюдения этихявлений и поисков способов их предсказаний. Связанные со вспышками нарушениесвязи, магнитные бури представляют серьезные препятствия для навигации судов ипилотирования самолетов. Существует зависимость важнейших биологическихпроцессов от солнечной активности. Длярешения подобных задач в международном масштабе организована системанепрерывных наблюдений Солнца, называемая службой Солнца. В этих наблюденияхучаствуют все крупные астрофизические обсерватории, а также множествоспециальных станции. Они расположены почти равномерно по всем географическимдолготам с тем, чтобы обеспечивалось непрерывная слежение за Солнцем, повозможности не слишком зависящее от погодных условии.

Основные задачи службы Солнца – регистрация центров солнечной активности (например,определение ежедневных чисел Вольфа и др.), а также всех солнечных вспышек.Собранные материалы сопоставляются с данными геофизических исследований. Дляболее эффективного решения проблем, связанных с солнечно-земными связями,организуется специальные международные комплексные программы исследовании,выполняемые в определенные периоды времени, например международныйгеофизический год, год спокойного Солнца и т.д.

7.Солнечное затмение.

Если Луна оказывается междуСолнцем и Землей в новолуние, тогда случаются солнечные затмения. При полномзатмении Луна совсем закрывает солнечный диск. Среди бела дня вдруг нанесколько минут наступают сумерки и невооруженному глазу становятся видны слабо светящаяся корона Солнца и ярчайшиезвезды.

<img src="/cache/referats/12963/image006.gif" v:shapes="_x0000_s1035"> 1. Полное Солнечное затмение.

Земля Луна Солнце

2. Кольцеобразное Солнечноезатмение.

8.Конец Солнца.

Мы знаем, что Солнце имело запас топливана 10-11 млрд. лет. Для того, чтобы точно предсказать, сколько еще будетсветить Солнце, мы должны знать, какую часть жизни оно уже прожило. Еслиподсчитать, что метеоритам и лунным камням не более 5 млрд. лет, значит таков возраст Солнца. В конце своей жизниСолнце не будет просто медленно остывать, как думали раньше, Звезды не умираюттихо, а заканчивают существование в борьбе со смертью. Когда полностью выгоритсолнечное ядро, атомный огонь начнет медленно пожирать внешние слои звезды.Солнце начнет увеличиваться в размерах и превратится в огромную красную звезду.Оно поглотит Меркурии и Венеру и нагреет Землю до большой температуры. Жизньисчезнет, вода испарится из рек и океанов. Затем во внешних слоях Солнцавозникнет новый источник энергии: из гелия - тяжелые атомы. Внешняя оболочка будет сброшена, а ядро сожмется добелого карлика. Но Солнце не останется в состоянии белого карлика, а закончитжизнь в виде черной дыры.

Список используемой литературы :

Учебник «астрономия» 11кл…………………. «ПРОСВЕЩЕНИЕ» 1994

Книга «Солнце» ………………………………...«ПРОСВЕЩЕНИЕ» 1997 «Энциклопедия юного астронома»……………………………………1981

НЕ сдавайте Этот реферат в Шк№ 79. СПб (особенно Бойко И.А).

еще рефераты

Еще работы по астрономии

Реферат по астрономии

Меркурий

29 Августа 2013

Реферат по астрономии

Физика звезд

29 Августа 2013