Реферат: Физическое строение Солнца
ЧЕРЕПОВЕЦКИЙГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ
Рефератпо астрономии
Тема: «Физическое строение Солнца».
Выполнил студент группы9-ФИ-51
Миронов ЕвгенийНиколаевич
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 - центральное тело Солнечной системы — представляет собой
раскалённый плазменный шар. Солнце — ближайшая к Землезвезда. Свет от
него до нас доходит за 8,3 мин. Солнце решающим образомповлияло на
образование всех тел Солнечной системы и создало теусловия, которые привели к возникновению и развитию жизни на Земле. Егомасса в 333 000 раз больше массы Земли и в 750 раз больше массы всех другихпланет, вместе взятых. За 5 миллиардов лет существования Солнца уже околополовины водорода в его центральной части превратилось в гелий. В результатеэтого процесса выделяется то количество энергии, которое Солнце излучает вмировое пространство. Мощность излучения Солнца очень велика: около 3,8* 410 520 0 степени МВт. На Землю попадает ничтожная частьСолнечной энергии, составляющая около половины миллиардной доли. Онаподдерживает в газообразном состоянии земную атмосферу, постоянно нагреваетсушу и водоёмы, даёт энергию ветрам и водопадам, обеспечивает жизнедеятельностьживотных и растений. Часть солнечной энергии запасена в недрах Земли в видекаменного угля, нефти и других полезных ископаемых. Видимый с Земли диаметрСолнца незначительно меняется из-за эллиптичности орбиты и составляет, всреднем, 1 392 000 км.(что в 109 раз превышает диаметр Земли). Расстояниедо Солнца в 107 раз превышает его диаметр. Солнце представляет собой сферически симметричное тело, находящиеся в равновесии. Всюду на одинаковыхрасстояниях от центра этого шара физические условия одинаковы, но они заметноменяются по мере приближения к центру. Плотность и давление быстро нарастаютвглубь, где газ сильнее сжат давлением вышележащих слоёв. Следовательно,температура также растёт по мере приближения к центру. В зависимости отизменения физических условий Солнце можно разделить на несколькоконцентрических слоёв, постепенно переходящих друг в друга.
В центре Солнца температура составляет 15миллионов градусов, а
давление превышает сотни миллиардов атмосфер. Газ сжат здесьдо плотности около 150 000 кг/ 4м 53 0.Почти вся энергияСолнца генерируется в центральной области с радиусом примерно 1/3 солнечного.Через слои, окружающие центральную часть, эта энергия передаётся наружу. Напротяжении последней трети радиуса находится конвективная зона. Причина возникновения перемешивания (конвекции) в наружных слоях Солнца та же,что и в кипящем чайнике: количество энергии, поступающее от нагревателя,гораздо больше того, которое отводится теплопроводностью. Поэтому веществовынужденно приходит в движение и начинает само переносить тепло. Ядро иконвективная зона фактически не наблюдаемы. Об их существовании известно либоиз теоретических расчётов, либо на основании косвенных данных. Надконвективной зоной располагаются непосредственно наблюдаемые слои Солнца,называемые его 1 Атмосферой 0.Они лучше изучены, т.к. об ихсвойствах можно судить из наблюдений.
1а).Солнечнаяатмосфера так же состоит из нескольких различных слоёв. Самый глубокий итонкий из них - фотосфера, непосредственно наблюдаемая в видимомнепрерывном спектре. Толщина фотосферы приблизительно около 300 км. Чем глубжеслои фотосферы, тем они горячее. Во внешних более холодных слоях фотосферы нафоне непрерывного спектра образуются Фраунгоферовы линии поглощения. Вовремя наибольшего спокойствия земной атмосферы можно наблюдать характернуюзернистую структуру фотосферы. Чередование маленьких светлых пятнышек — гранул- размером около 1000 км., окруженных тёмными промежутками, создаёт впечатлениеячеистой структуры - грануляции. Возникновение грануляции связанос происходящей под фотосферой конвекцией. Отдельные гранулы на несколько сотен градусов горячее окружающего их газа, и в течение нескольких минут ихраспределение по диску Солнца меняется. Спектральные измерения свидетельствуюто движении газа в гранулах, похожих на конвективные: в гранулах газподнимается, а между ними - опускается. Это движение газов порождают в солнечной атмосфере акустические волны, подобные звуковым волнам в воздухе.Распространяясь в верхние слои атмосферы, волны, возникшие в конвективной зонеи в фотосфере, передают им часть механической энергии конвективных движений ипроизводят нагревание газов последующих слоёв атмосферы -хромосферы и короны .В результате верхние слои атмосферы стемпературой около 4500К оказываются самыми «холодными» на Солнце. Как вглубь,так и вверх от них температура газов быстро растёт. Расположенный надфотосферой слой называют хромосферой, во
время полных солнечных затмений в те минуты, когда Лунаполностью
закрывает фотосферу, виден как розовое кольцо,окружающее тёмный
диск. На краю хромосферы наблюдаются выступающие язычкипламени — хромосферные спикулы, представляющие собой вытянутыестолбики из уплотнённого газа. Тогда же можно наблюдать и спектр хромосферы,так называемый спектр вспышки.Он состоит из ярких эмиссионныхлиний водорода, гелия, ионизированного кальция и других элементов, которыевнезапно вспыхивают во время полной фазы затемнения. Выделяя излучение Солнца в этих линиях, можно получить его изображение. Хромосфера отличаетсяот фотосферы значительно более неправильной неоднородной структурой. Заметнодва типа неоднородностей — яркие и тёмные. По своим размерам они превышаютфотосферные гранулы. В целом распределение неоднородностей образует такназываемую хромосферную сетку, особенно хорошо заметную в линииионизированного кальция. Как и грануляция, она является следствием движения газов в под фотосферной конвективной зоне, только происходящих в более крупныхмасштабах. Температура в хромосфере быстро растёт, достигая в верхних её слояхдесятков тысяч градусов. Самая верхняя и самая разряжённая часть солнечнойатмосферы — корона, прослеживающаяся от солнечного лимба до расстояний вдесятки солнечных радиусов и имеющая температуру около миллиона градусов.Корону можно видеть только во время полного солнечного затмения либо спомощью коронографа.
Всясолнечная атмосфера постоянно колеблется. В ней распространяются как вертикальные, так и горизонтальные волны с длинами в несколько тысячкилометров. Колебания носят резонансный характер и происходят с периодомоколо 5 мин. В возникновении явлений происходящих на Солнце большую рольиграют магнитные поля. Вещество на Солнце всюду представляет собой намагниченнуюплазму. Иногда в отдельных областях напряженность магнитного поля быстро исильно возрастает. Этот процесс сопровождается возникновением целого комплексаявлений солнечной активности в различных слоях солнечной атмосферы. К нимотносятся факелы и пятна в фотосфере, флоккулыв хромосфере, протуберанцы в короне. Наиболеезамечательным явлением, охватывающим все слои солнечной атмосферы изарождающимся в хромосфере, являются солнечные вспышки (см.Солнечная активность).
2§.Излучения Солнца
ИзлученияСолнца. Радиоизлучение Солнца имеет две составляющие — постоянную и переменную. Во время сильных солнечных вспышек радиоизлучение Солнца возрастаетв тысячи и даже миллионы раз по сравнению с радиоизлучение спокойного Солнца.Рентгеновские лучи исходят в основном от верхних слоёв атмосферы и короны.Особенно сильным излучение бывает в годы максимума солнечной активности.Солнце излучает не только свет, тепло и все другие виды электромагнитного излучения. Оно также является источником постоянного потока частиц - корпускул. Нейтрино, электроны, протоны, алфа-частицы, а так же более тяжелыеатомные ядра составляют корпускулярное излучение Солнца. Значительнаячасть этого излучения представляет собой более или менее непрерывное истечение плазмы - солнечный ветер, являющийся продолжениемвнешних слоёв Солнечной атмосферы - солнечной короны. На фонеэтого постоянно дующего плазменного ветра отдельные области на Солнцеявляются источниками более направленных, усиленных, так называемых корпускулярных потоков. Скорее всего они связаны с особыми областямиСолнечной короны — коронными дырами, а также, возможно, с долгоживущимиактивными областями на Солнце (см. Солнечная активность). Наконец, с солнечнымивспышками связаны наиболее мощные кратковременные потоки частиц, главнымобразом
электронов и протонов. В результате наиболее мощныхвспышек частицы
могут приобретать скорости, составляющие заметную долю скорости света. Частица с такими большими энергиями называются солнечными космическимилучами. Солнечное корпускулярное излучение оказывает сильное влияние на Землю, и прежде всего на верхние слои её атмосферы и магнитное поле, вызываямножество интересных геофизических явлений.
3§.Солнечная активность
Солнечнаяактивность - совокупность явлений, периодически возникающих в солнечной атмосфере. Проявления солнечной активности тесно связаны с магнитнымисвойствами солнечной плазмы. Возникновение активной области начинается спостепенного увеличения магнитного потока в некоторой области фотосферы. Всоответствующих местах хромосферы после этого наблюдается увеличение яркости влиниях водорода и кальция. Такие области называют флоккулами.Примерно в тех же участках на Солнце
в фотосфере (т.е. несколько глубже) при этом такженаблюдается увеличение яркости в белом (видимом) свете - факелы.Увеличение энергии, выделяющейся в области факела и флоккула, являетсяследствием увеличившихся до нескольких десятков экстред напряженности магнитного поля. Затем в солнечной активности наблюдаются солнечные пятна,возникающие через 1-2 дня после появления флоккула в виде маленьких чёрныхточек - пор. Многие из них вскоре исчезают, и лишь отдельные поры за 2-3 дняпревращаются в крупные тёмные образования. Типичное солнечное пятно имеет размеры в несколько десятков тысяч километров и состоит из тёмной центральнойчасти - тени и волокнистой полутени. Важнейшая особенностьпятен — наличие в них сильных магнитных полей, достигающих в области тенинаибольшей напряжённости в несколько тысяч экстред. В целом пятно представляет собой выходящую в фотосферу трубку силовых линий магнитного поля,целиком заполняющих одну или несколько ячеек хромосферной сетки (см.Солнечная атмосфера). Верхняя часть трубки расширяется, и силовые линии в нейрасходятся, как колосья в снопе. Поэтому вокруг тени магнитные силовые линиипринимают направление, близкое к горизонтальному. Полное, суммарное давление впятне включает в себя давление магнитного поля и уравновешивается давлениемокружающей фотосферы, поэтому газовое давление в пятне оказывается меньшим,чем в фотосфере. Магнитное поле как бы расширяет пятно изнутри. Кроме того,магнитное поле подавляет конвективные движения газа, переносящие энергию изглубины вверх. Вследствие этого в области пятна температура оказывается меньшепримерно на 1000К.Пятно как бы охлаждённая и скованная магнитным полем яма всолнечной фотосфере. Большей частью пятна возникают целыми группами, в которых,однако, выделяются два больших пятна. Одно, наибольшее, - на западе, а другое, чуть поменьше, — на востоке. Вокруг и между ними часто бывает множество мелких пятен. Такая группа пятен называется биополярной, потомучто у обоих больших пятен всегда противоположная полярность магнитного поля.Они как бы связаны с одной и той же трубкой силовых линий магнитного поля,которая в виде гигантской петли вынырнула из-под фотосферы, оставив концыгде-то в ненаблюдаемых, глубоких слоях. То пятно, которое соответствует выходумагнитного поля из фотосферы, имеет северную полярность, а то, в областикоторого силовые линии входят обратно под фотосферу, — южную.
Самое мощное проявлениефотосферы — это вспышки. Они происходят в сравнительно небольших областяххромосферы и короны, расположенных над группами солнечных пятен. По своей сути вспышка — это взрыв, вызванный внезапным сжатием солнечной плазмы. Сжатие происходит под давлением магнитного поля и приводит к образованию длинногоплазменного жгута или ленты. Длина такого образования составляет десятки идаже сотни тысяч километров. Продолжается вспышка обычно около часа. Хотядетально физические процессы, приводящие к возникновению вспышек, ещё неизучены, ясно, что они имеют электромагнитную природу.
Наиболееграндиозными образованиями в солнечной атмосфере являются протуберанцы — сравнительно плотные облака газов, возникающие в солнечной короне иливыбрасываемые в неё из хромосферы. Типичный протуберанец имеет вид гигантскойсветящейся арки, опирающейся на хромосферу и образованной струями и потокамиболее плотного и холодного, чем окружающая корона, вещества. Иногда этовещество удерживается прогнувшимся под его тяжестью силовыми линиямимагнитного поля, а иногда медленно стекает вдоль магнитных силовых линий.Имеется множество различных типов протуберанцев. Некоторые из них связаны совзрывоподобными выбросами вещества из хромосферы в корону.
Общаяактивность Солнца, характеризуемая количеством и силой проявления центровсолнечной активности, периодически изменяется. Существует множество различныхудобных способов оценивать уровень солнечной активности. Обычно пользуютсянаиболее простым и введённым раньше всех способом - числами Вольфа.Числа Вольфа пропорциональны сумме полного числа пятен, наблюдаемых в данныймомент на Солнце, и удесятерённого числа групп, которые они образуют.Период времени, когда количество центров активности наибольшее называют максимумомсолнечной активности, а когда их совсем нет или почти совсем нет — минимумом.Максимумы и минимумы чередуются в среднем с периодом 11 лет. Это составляет так называемый 11 5-и 0 летний цикл солнечной активности.
4§.Солнечная корона
1г). Солнечная корона — самые внешние,очень разряженные слои атмосферы Солнца. Во время полной фазы солнечногозатмения вокруг диска Луны, который закрывает от наблюдателя яркуюфотосферу, внезапно как бы вспыхивает жемчужное сияние. Это на несколькодесятков секунд становится видимой солнечная корона. Важной особенностьюкороны является её лучистая структура. Лучи бывают разной длины, вплоть додесятка и более солнечных радиусов. Общая форма короны меняется с фазами цикласолнечной активности: в годы максимума корона почти сферична, в годы минимумаона сильно вытянута вдоль экватора. Корона представляет собой сильноразряжённую высокоионизированную плазму с температурой 1-2 миллиона градусов.Причина столь большого нагрева солнечной короны связана с волновымидвижениями, возникающими в конвективной зоне Солнца. Цвет короны почти совпадает со светом излучения всего Солнца. Это связано с тем, что свободныеэлектроны, находящиеся в короне, и возникающие в результате сильной ионизации газов, рассеивают излучение, приходящее от фотосферы. Из-за огромнойтемпературы частицы движутся так быстро, что при столкновениях от атомовотлетают электроны, которые начинают двигаться как свободные частицы. Врезультате этого лёгкие элементы полностью теряют все свои электроны, так что в короне практически нет атомов водорода или гелия, а есть только протоны иальфа-частицы. Тяжелые элементы теряют до 10-15 внешних электронов. По этойпричине в солнечной короне наблюдаются необычные спектральные линии,которые долгое время не удавалось отождествить с известными химическимиэлементами. Горячая плазма сильно излучает и поглощает радиоволны. Поэтомунаблюдаемое солнечное радиоизлучение на метровых и дециметровых волнахвозникает в солнечной короне. Иногда в солнечной короне наблюдаются области пониженного свечения. Их называюткорональными дырами. Особенно хорошоэти дыры заметны по снимкам в рентгеновских лучах.
5§.Диаметр Солнца
ДиаметрСолнца. Точные измерения показывают, что диаметр Солнца не постояннаявеличина. Около пятнадцати лет назад астрономы обнаружили, что Солнце худеет и полнеет на несколько километров каждые 2 часа 40 минут, причем этотпериод сохраняется строго постоянным. С периодом 2 часа 40 минут на долипроцента меняется и светимость Солнца, то есть излучаемая им энергия. Указанияна то, что диаметр Солнца испытывает еще и очень медленные колебания созначительным размахом, были получены путём анализа результатов астрономических наблюдений многолетней давности. Точные измерения продолжительности солнечных затмений, а также прохождения Меркурия и Венеры по диску Солнцапоказали, что в XVII веке диаметр Солнца превышал нынешний примерно на2000 км, то есть на 0,1%.
Литература.
1.Энцеклопедический словарь 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.