Реферат: Солнце

Каждомунаверняка известно, что нельзя смотреть на Солнце невооруженным глазом, а темболее в телескоп без специальных, очень темных светофильтров или другихустройств, ослабляющих свет. Пренебрегая этим запретом, наблюдатель рискуетполучить сильнейший ожог глаз. Самый простой способ рассматривать Солнце — этоспроецировать его изображение на белый экран. При помощи даже маленькоголюбительского телескопа можно получить увеличенное изображение солнечногодиска. Что же видно на этом изображении?

    Прежде всего обращает на себявнимание резкость солнечного края. Солнце — газовый шар, не имеющий четкойграницы, плотность его убывает постепенно. Почему же в таком случае мы видимего резко очерченным? Дело в том, что практически все видимое излучение Солнцаисходит из очень тонкого слоя, который имеет специальное название — фотосфера(греч. «сфера света»). Его толщина не превышает 300 км. Именно этотсветящийся слой и создает у наблюдателя иллюзию того, что Солнце имеет«поверхность».

    Солнце — рядовая звезда нашейГалактики. Поэтому такие проблемы, как источники энергии Солнца, его строение,образование спектра, являются общими для физики Солнца и звёзд. Для земногонаблюдателя уникальность Солнца состоит в том, что это ближайшая к нам иединственная пока звезда, поверхность которой можно подвергнуть детальномуизучению. Непосредственно с поверхности Земли Солнце изучают радио- иоптическими методами. Внеатмосферная астрономия позволила значительно расширитьисследуемый диапазон частот электромагнитного излучения Солнца, а такжеприступить к детальному исследованию его корпускулярного излучения. Всёмногообразие солнечных явлении, раскрытое этими методами: зернистая(грануляционная)

Звезда по имени Солнце

Диаметр: 1 391 980 км

Масса: 1,989*1030 кг

Сидерический период вращенияточки экватора: 25,380 суток

Светимость: 3,88*1026 Вт

Видимая звездная величина: -26,58m

Эффективная температураповерхности: 16 000 000 К

Температура в центре Солнца: 5800К

Среднее расстояние от Земли доцентра Солнца: 149 597 870 км

Солнце — газовый, точнееплазменный, шар. Масса Солнца в 333000 раз больше массы Земли. В Солнцесосредоточено 99,866% массы Солнечной системы.

    Грануляция

На первый взгляд диск Солнцакажется однородным. Однако, если приглядеться, на нем обнаруживается многокрупных и мелких деталей. Даже при не очень хорошем качестве изображения видно,что вся фотосфера состоит из световых зернышек, называемых гранулами, и темныхпромежутков между ними. Это похоже на кучевые облака, когда смотришь на нихсверху, с самолета. Размеры гранул невелики по солнечным масштабам — до1000-2000 км в поперечнике; межгранульные дорожки более узкие, примерно 300-600км в ширину. На солнечном диске наблюдается одновременно около миллиона гранул.

    Картина грануляции неявляется застывшей: одни гранулы исчезают, другие появляются. Каждая из нихживет не более 10 мин. Все это напоминает кипение жидкости в кастрюле. Такоесравнение не случайно, поскольку физический процесс, ответственный за обаявления, один и тот же. Это конвекция — перенос тепла большими массами горячеговещества, которые поднимаются снизу, расширяясь и одновременно остывая.Грануляция создает общий фон, на котором можно наблюдать гораздо болееконтрастные и крупные объекты — солнечные пятна и факелы.

    Солнечные пятна — это темныеобразования на диске Солнца. В телескоп видно, что крупные пятна имеют довольносложное строение: темную область тени окружает полутень, диаметр которой болеечем в два раза превышает размер тени. Если пятно наблюдается на краю солнечногодиска, то создается впечатление, что оно похоже на глубокую тарелку. Происходитэто потому, что газ в пятнах прозрачнее, чем в окружающей атмосфере, и взглядпроникает глубже.

    По величине пятна бываюточень разными — от малых, диаметром примерно 1000-2000 км, до гигантских,значительно превосходящих размеры нашей планеты. Установлено, что пятна — этоместа выхода в солнечную атмосферу сильных магнитных полей. Магнитные поляуменьшают поток энергии, идущей от недр светила к фотосфере, поэтому в месте ихвыхода на поверхность температура падает. Пятна холоднее окружающего ихвещества примерно на 1500 К, а следовательно, и менее ярки. Вот почему на общемфоне они выглядят темными.

        Факелы

Практически всегда пятна окруженыяркими полями, которые называют факелами. Факелы горячее окружающей атмосферыпримерно на 2000 К и имеют сложную ячеистую структуру. Величина каждой ячейки — около 30 тыс. километров. В центре диска контраст факелов очень мал, а ближе ккраю увеличивается, так что лучше всего они заметны именно по краям. Факелыживут еще дольше, чем пятна, иногда три-четыре месяца. Они не обязательно существуютвместе с пятнами, очень часто встречаются факельные поля, внутри которых пятнаникогда не появляются. По-видимому, факелы тоже являются местами выходамагнитных полей в наружные слои Солнца, но эти поля слабее, чем в пятнах.

    Количество пятен и факеловхарактеризует солнечную активность, максимумы которой повторяются через каждые11 лет. В годы минимума на Солнце долгое время может не быть ни одного пятна, ав максимуме их число обычно измеряется десятками. Ближайший максимум солнечнойактивности, когда можно было наблюдать много пятен и факелов, был в 2000 г.

Внутреннее строение Солнца

    Наше Солнце — это огромныйсветящийся газовый шар, внутри которого протекают сложные процессы и врезультате непрерывно выделяется энергия. Внутренний объем Солнца можноразделить на несколько областей; вещество в них отличается по своим свойствам,и энергия распространяется посредством разных физических механизмов.Познакомимся с ними, начиная с самого центра.

    В центральной части Солнцанаходится источник его энергии, или, говоря образным языком, та«печка», которая нагревает его и не дает ему остыть. Эта областьназывается ядром. Под тяжестью внешних слоев вещество внутри Солнца сжато,причем чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к центру вместе сростом давления и температуры. В ядре, где температура достигает 15 млнкельвинов, происходит выделение энергии.

    Эта энергия выделяется врезультате слияния атомов легких химических элементов в атомы более тяжелых. Внедрах Солнца из четырех атомов водорода образуется один атом гелия. Именно этустрашную энергию люди научились освобождать при взрыве водородной бомбы. Естьнадежда, что в недалеком будущем человек сможет научиться использовать ее и вмирных целях (В 2005 году новостные ленты передавали о начале строительствапервого международного термоядерного реактора во Франции).

    Ядро имеет радиус не болеечетверти общего радиуса Солнца. Однако в его объеме сосредоточена половинасолнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживаетсвечение Солнца. Но энергия горячего ядра должна как-то выходить наружу, кповерхности Солнца. Существуют различные способы передачи энергии в зависимостиот физических условий среды, а именно: лучистый перенос, конвекция итеплопроводность. Теплопроводность не играет большой роли в энергетическихпроцессах на Солнце и звездах, тогда как лучистый и конвективный переносы оченьважны.

    Сразу вокруг ядра начинаетсязона лучистой передачи энергии, где она распространяется через поглощение иизлучение веществом порции света — квантов. Плотность, температура и давлениеуменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идет потокэнергии. В целом процесс этот крайне медленный. Чтобы квантам добраться отцентра Солнца до фотосферы, необходимы многие тысячи лет: ведь, переизлучаясь,кванты все время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как ивперед. Но когда они в конце концов выберутся наружу, это будут уже совсемдругие кванты. Что же с ними произошло?

    В центреСолнца рождаются гамма-кванты. Их энергия в миллионы раз больше, чем энергияквантов видимого света, а длина волны очень мала. По дороге кванты претерпеваютудивительные превращения. Отдельный квант сначала поглощается каким-нибудьатомом, но тут же снова

; чаще всего при этом возникаетне один прежний квант, а два или несколько. По закону сохранения энергии ихобщая энергия сохраняется, а потому энергия каждого из них уменьшается. Таквозникают кванты все меньших и меньших энергий. Мощные гамма-кванты как быдробятся на менее энергичные кванты — сначала рентгеновских, потомультрафиолетовых и наконец видимых и инфракрасных лучей. В итоге наибольшееколичество энергии Солнце излучает в видимом свете, и не случайно наши глазачувствительны к нему.

    Как мы уже говорили, квантутребуется очень много времени, чтобы просочиться через плотное солнечноевещество наружу. Так что если бы «печка» внутри Солнца вдруг погасла,то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя. На своем пути через внутренниесолнечные слои поток энергии встречает такую область, где непрозрачность газасильно возрастает. Это конвективная зона Солнца. Здесь энергия передается ужене излучением, а конвекцией.

    Что такое конвекция? Когдажидкость кипит, она перемешивается. Так же может вести себя и газ. Огромныепотоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают свое тепло окружающей среде,а охлажденный солнечный газ спускается вниз. Похоже, что солнечное веществокипит и перемешивается. Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0,7радиуса от центра и простирается практически до самой видимой поверхностиСолнца (фотосферы), где перенос основного потока энергии вновь становитсялучистым. Однако по инерции сюда все же проникают горячие потоки из болееглубоких, конвективных слоев. Хорошо известная наблюдателям картина грануляциина поверхности Солнца является видимым проявлением конвекции.